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. 

Marsrovern upptäckte organiska föreningar på Mars

 

Bild https://www.nasa.gov NASAs Curiosity Mars-rover tog denna selfie den 25 oktober 2020 efter att ha borrat ut ett bergprov från en plats med smeknamnet "Mary Anning." Efter år av omfattande analys har stenen nu visat sig innehålla den största mångfalden av organiska molekyler som någonsin hittats på Mars. NASA/JPL-Caltech/MSSS

Stenprovet, med smeknamnet "Mary Anning 3" efter en engelsk fossilinsamlare och paleontolog, samlades in på en del av Mount Sharp (högsta punkten eller berget av Galekratern) som var täckt av sjöar och bäckar för miljarder år sedan. Denna plats har torkat ut flera gånger under planetens forntida historia, och berikade så småningom området med lermineraler. Mineral som är särskilt bra på att bevara organiska föreningar,  kolinnehållande molekyler som är livets byggstenar och finns i hela solsystemet.

Bland de nyligen identifierade molekylerna finns en kvävheterocykel innebärande en ring av kolatomer som inkluderar kväve. Denna typ av molekylstruktur anses vara en föregångare till RNA och DNA, två nukleinsyror som är avgörande för genetisk information.

"Upptäckten är ganska djupgående eftersom dessa strukturer kan vara kemiska föregångare till mer komplexa kvävehaltiga molekyler," beskriver artikelns (varifrån mitt inlägg utgår) huvudförfattare, Amy Williams från University of Florida i Gainesville. "kvävehaltiga heterocykler (eller heterocykliska kväveföreningar) cykliska (ringformade) organiska föreningar där ringstrukturen består av både kolatomer och minst en kväveatom har aldrig tidigare hittats på Mars yta eller bekräftats i marsianska meteoriter."

En annan spännande upptäckt var bensotiofen (en aromatisk heterocyklisk organisk förening med formeln C8H6S) en kol- och svavelhaltig molekyl som har hittats i många meteoriter. Dessa meteoriter, tillsammans med de organiska molekylerna i dem, anses av vissa forskare ha orsakat prebiotisk kemi (studiet av de abiotiska (icke-levande) kemiska processer som föregick livets uppkomst, där enkla organiska molekyler bildade mer komplexa strukturer som RNA, proteiner och cellmembran) i det tidiga solsystemet.

Hubbleteleskopet upptäcker unga stjärnor i Trifidnebulosan

 

Bild https://science.nasa.gov  NASA firar Hubbletelekopets 36-årsjubileum med en ny bild av Trifidnebulosan. Ett stjärnbildande område som teleskopet  tog en bild på första gången 1997. Teleskopet utnyttjade nästan hela sin operativa livslängd för att visa oss förändringar i nebulosan på mänskliga tidsskalor med en nu förbättrad kamera. NASA, ESA, STScI; Bildbehandling: Joseph DePasquale (STScI)

Hubbles bild på Trifidnebulosan (även känd som Messier 20 eller M20) fokuserar på ett "huvud" och en böljande "kropp" bestående av ett rostfärgat moln av gas och damm som liknar en marin havscitron, eller havssnigel, som ser ut att glida genom kosmos.

Kosmiska havslemons vänstra "horn" är en del av Herbig-Haro 399, en plasmastråle som periodiskt skjuts ut under århundraden av en ung protostjärna inbäddad i havscitronens huvud. Förändringar, som visas i videon nedan, gör det möjligt för forskare att mäta utflödeshastigheterna och avgöra hur mycket energi protostjärnan injicerar i dessa områden. Dessa mätningar kommer att ge insikter i hur nybildade stjärnor interagerar med sin omgivning. Längst ner till höger finns bevis på motströmmen: taggiga orange och röda linjer som "löper" ner längs baksidan av sjöcitronens nacke, där ett naturligt V syns i det bruna dammet.

Det mörkare, mer triangulära "hornet" till höger om "huvudet" hyser en annan ung stjärna i spetsen med en  svaglysande röd prick med en liten stråle. Den gröna bågen ovanför kan vara  en cirkumstellär skiva som  eroderas av det intensiva ultravioletta ljuset från närliggande massiva stjärnor. Det klarare området runt denna protostjärna antyder att den nästan är färdigt bildad.

Omedelbart till vänster om Cosmic Sea Lemon finns en liten, svag pelare som liknar en vattenbjörn. Mycket av denna pelares gas och damm har blåsts bort medan det tätaste materialet högst upp finns kvar.

Streck och skarpa linjer ger fler ledtrådar om andra unga stjärnors aktiviteter här. Se ett exempel genom att titta nära mitten efter en vågig vinklad linje som börjar i en klar orange kulör och slutar i en flammande röd färg. I bilden verkar den röra sig, vilket betyder att det kan vara en jetstråle som skjuts ut av en annan aktivt bildande stjärna som är djupt höljd i damm. I Hubbles observationer av synligt ljus är den klaraste vyn uppe till vänster blåare. Starkt ultraviolett ljus från massiva stjärnor, som inte är i synfältet tog bort elektroner från närliggande gas och skapade ett sken med vindar som skulpterade en bubbla genom att rensa bort omgivande damm.

På toppen nebulosans huvud strömmar ljusgul gas uppåt. Detta är ett exempel på ultraviolett ljus som plöjer in i det mörkbruna dammet och sliter bort och demonterar gasen och dammet.

Många av dessa åsar och sluttningar av mörkbrunt material kommer att finnas kvar i några miljoner år, medan stjärnornas ultravioletta ljus långsamt drar till sig gasen. De gastätaste områdena är platser för protostjärnor  dolda i synligt ljus.

Det högra hörnet av nebulosan är nästan kolsvart. Det är här dammet är som tätast. Stjärnorna som ses här är en troligen inte en del av denna stjärnbildande region utan kan finnas närmare oss, i förgrunden.

Under miljontals år kommer nebulosans gas och damm att försvinna  endast stjärnor kommer att finnas kvar.

Den enorma kraften i jetstrålar från svarta hål

 

Bild https://www.curtin.edu.au  som visar den starka stjärnvinden då superjättestjärnan skjuter bort jetstrålarna som skjuts ut av det svarta hålet i närområdet av stjärnan. Källa: International Centre for Radio Astronomy Research

Ny forskning under ledning från Curtin University har använt ett radioteleskop för att ta bilder som mäter den enorma kraften hos jetstrålar från svarta hål vilka bekräftar forskares teorier om hur svarta hål hjälper till att forma universums struktur.

För att registrera mätningen använde forskarna en rad sammanlänkade teleskop över jorden separerade av stora avstånd för att observera jetstrålar från  svarta hål som kastades vidare utifrån ovan stjärnas vindar ungefär som starka vindar på jorden kan driva runt vatten i en fontän.

Genom att känna till vindens kraft och mäta hur mycket jetstrålarna böjdes kunde forskarna för första gången fastställa jetstrålarnas kraft från källan.

Dessutom kunde de bestämma hastigheten på det svarta hålets jetstrålar som visade sig vara ungefär hälften av ljusets hastighet eller 150 000 km per sekund.

Forskningen leddes från Curtin Institute of Radio Astronomy (CIRA) och Curtin-noden vid International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) i samarbete med University of Oxford.

Huvudförfattaren Dr Steve Prabu, som arbetade vid CIRA vid tiden för forskningen och som nu är baserad vid University of Oxford, beskriver att forskarna kunde göra mätningen med hjälp av en sekvens av bilder av "rörliga strålar"  till att beskriva jetstrålarnas rörelsemönster när de upprepade gånger avleddes i olika riktningar av superjättestjärnans kraftfulla vindar när stjärnan och det svarta hålet rörde sig runt i sina banor.

Dr Prabu beskrev att mätningen gjorde det möjligt för forskare att förstå vilken andel av energi som frigörs runt svarta hål som kunde avsättas i omgivningen och förändrade miljön.

"En viktig upptäckt från denna forskning är att cirka 10 procent av energin som frigörs när materia faller in mot det svarta hålet trycks bort av jetstrålarna," beskriver Dr Prabu.

"Detta är vad forskare vanligtvis antar i storskaliga simulerade modeller av universum, men det har varit svårt att bekräfta detta tills nu genom observation."

Medförfattaren professor James Miller-Jones, från CIRA och Curtin-noden på ICRAR, beskriver att tidigare metoder endast kunde mäta den genomsnittliga strålkraften över tusentals eller till och med miljontals år vilket förhindrade noggranna jämförelser med röntgenenergin som omedelbart frigjordes från  infallande materia.

"Och eftersom våra teorier antyder att fysiken kring skilda storlekar av svarta hål är mycket lik kan vi nu använda denna mätning för att förankra vår förståelse av jetstrålar, oavsett om de kommer från svarta hål med 10 eller 10 miljoner gånger solens massa," beskriver professor Miller-Jones.

"Med radioteleskopprojekt som Square Kilometre Array Observatory som för närvarande byggs i Western Australia och Sydafrika, förväntar vi oss i framtiden att upptäcka jetstrålar från svarta hål i miljontals avlägsna galaxer och den ankarpunkt som denna nya mätning ger kommer att hjälpa till att kalibrera deras totala effekt.

"Svarta håljetstrålar ger en viktig källa till återkoppling till omgivningen och är avgörande för att förstå galaxers utveckling."

I en artikel publicerad i Nature Astronomy beskriver forskarna att jetstrålarnas kraft i Cygnus X-1  ett system bestående av det första bekräftade svarta hålet och en superjättestjärna motsvarade effekten den från 10000 solar av vår sols storlek.

Är Mörk materia svarta hål från ett annat eller tidigare universum

 

Bild wikipedia av det svarta hålet i galaxen Messier 87, taget med Event Horizon Telescope.

Ny forskning tyder på att reliker av svarta hål från tiden före Big Bang fortfarande kan forma galaxer idag. Dessa svarta hål skulle kunna förklara mörk materia, en av de största olösta frågorna inom enligt kosmologin. Enrique Gaztanaga, professor i astrofysik vid Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth

Generellt sett är svarta hål områden i rumtiden där materia är komprimerad i ett litet utrymme. Mörk materia är materia som inte reflekterar eller absorberar ljus. Vi vet att den existerar tack vare dess gravitationseffekt på galaxer och andra kosmiska strukturer vi kan beskåda därute.

Den kan ses som "limmet" som håller galaxer samman. Men vi vet inte vad den består av på en grundläggande nivå. De flesta fysiker tror att mörk materia består av en ännu oupptäckt subatomär partikel.

Men uråldriga svarta hål från tiden före Big Bang passar också in på beskrivningen. De är mörka, men bär massa precis de egenskaper som krävs för ovan teori. 

Gaztanaga beskriver att han har utforskat denna idé i en ny artikel i tidskriften The Conversation . Självklart kräver idén om relik-svarta hål också en omprövning av själva big bang.

I nästan ett sekel spårade kosmologer universums historia tillbaka till detta enda, dramatiska ögonblick kallat BigBang. Men kanske var detta inte den absoluta början på tiden. Kanske fanns det ett universum före Big Bang. Tillsammans erbjuder studs-scenariot ett enhetligt sätt att ta itu med flera långvariga problem inom kosmologin.

Big bang-singulariteten ersätts av en kvantövergång. Denna övergång kan relateras till begreppet "Einstein–Rosen-bron": en matematisk länk mellan två olika områden av rumtiden.

Inflation uppstår naturligt från dynamiken nära studsen.

Mörk energi kan relateras till den globala strukturen i ett ändligt universum.

Mörk materia kan bestå av relik-svarta hål och kanske började vårt eget universum som ett.

Gravitationsvågor kunde bära signaler från en tidigare kosmisk fas.

Supermassiva svarta hål kan ha uråldriga ursprung som stämmer överens med nyliga JWST-observationer.

Mycket arbete återstår att göra. Dessa idéer (teorier) måste testas mot data – från gravitationsvågsbakgrunder till galaxundersökningar och precisionsmätningar av den kosmiska mikrovågsbakgrunden.

Men möjligheten är djupgående att universum kanske inte började en gång, utan kan ha återhämtat sig. Och de mörka strukturer som formar galaxer idag kan vara reliker från en tid före Big Bang.

Fyndet av en av universums äldsta stjärnor

 

Bild https://www.sdss.org  av vår Vintergata med positionen för den forntida immigrantstjärnan (SDSS J0715-7334) markerad ovan med en stjärnsymbol. Den solida röda linjen visar den väg den uråldriga immigranten  tagit genom vårVintergatan. Den streckade blå linjen visar den väg som förväntas för en stjärna född i det stora Magellanska molnet. Bildkredit: Vedant Chandra och SDSS-samarbetetBakgrund ESA/Gaia bild, A. Moitinho, A. F. Silva, M. Barros, C. Barata, University of Lisbon; H. Savietto, Fork Research, under en Creative Commons-licens CC BY‐SA 3.0 IGO.

De tio studenterna hittade stjärnan som en del i sin "Field Course in Astrophysics"-kurs vid University of Chicago under ledning av professor Alex Ji, biträdande projektforskare för SDSS-V, samt forskarassistenterna Hillary Andales och Pierre Thibodeaux.

SDSS, ett internationellt samarbete mellan över 75 vetenskapliga institutioner världen över de senaste 25 år med  åtagande att göra data från sina undersökning offentligt tillgängliga och allmänt användbara för alla. I sin senaste fas användes robotar för att snabbt samla in spektra från miljontals objekt över himlen med målet att förbättra vår förståelse av hur stjärnor, svarta hål och galaxer växer och utvecklas över kosmisk tid.

I professor Jis klass är SDSS inbäddat i läroplanen. Studenterna tillbringade de första veckorna med att gå igenom data från den senaste fasen av SDSS och leta efter intressanta stjärnor. Efter att ha undersökt flera tusen stjärnor valde de ut en lista på 77 st för vidare observation under en fältresa till Las Campanas Observatory.

De tillbringade sedan sitt vårlov vid Carnegie Sciences Las Campanas-observatorium i Chile där de använde Magellan Inamori Kyocera Echelle (MIKE)-instrumentet på Magellanteleskopen. Natten den 21 mars 2025 var deras första natt vid teleskopet. Den andra stjärnan de observerade, kallad SDSSJ0715-7334 och den visade sig vara den som motiverade resan.

"Vi hittade den första natten, och den förändrade helt vår plan," beskriver Ji.

Planen var från början att observera varje stjärna av de 77 i tio minuter. Men andra natten observerade eleverna SDSSJ0715-7334 i tre timmar. "Jag tittade i den där kameran hela natten för att försäkra mig om att den fungerade," beskriver Natalie Orrantia, en av studenterna som gjorde upptäckten. Stjärnan visade sig vara den mest opåverkade över tid som någonsin upptäckts och bestod av nästan helt och hållet av väte och helium.

Denna sammansättning tyder på att det är en av de äldsta stjärnor som någonsin setts. Analysen av dess bana visar att den bildades i det stora Magellanska molnet och migrerade in i Vintergatan för miljarder år sedan. Dessa två fakta fick Alex Ji, studenternas professor vid University of Chicago att kalla stjärnan för en "uråldrig invandrare."

"Denna uråldriga invandrare ger oss en aldrig tidigare skådad inblick i förhållandena i det tidiga universum," beskriver  Ji. "Big data-projekt som SDSS gör det möjligt för studenter att direkt engagera sig i dessa viktiga upptäckter."Finansiering för Sloan Digital Sky Survey V  har tillhandahållits av Alfred P. Sloan Foundation, Heising-Simons Foundation, National Science Foundation och de deltagande institutionerna. SDSS tackar för stöd och resurser från Center for High-Performance Computing vid University of Utah. SDSS-teleskopen är belägna vid Apache Point Observatory, finansierat av Astrophysical Research Consortium och drivs av New Mexico State University, samt vid Las Campanas Observatory, som drivs av Carnegie Institution for Science. SDSS:s webbplats är www.sdss.org

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.