Elektronregn på Merkurius

 

BepiColombo är en rymdsond finansierad av  Europeiska rymdorganisationen (ESA) och Japanese Aerospace Exploration Agency (JAXA). Denna har avslöjat hur elektroner som regnar ner på Merkurius yta kan utlösa högenergirika norrsken. Farkosten som sändes till  Merkurius  2018, genomförde framgångsrikt sin första förbiflygning av Merkurius den 1 oktober 2021. Ett internationellt team av forskare har nu analyserat data från  BepiColombos instrument. Data som samlades in under denna förbiflygning. Resultaten av analysen har nu publicerats i Nature Communications.

Jordens norrsken genereras av interaktioner mellan solvinden som består av en ström av laddade partiklar som emitteras av solen och ett elektriskt laddat övre lager i jordens atmosfär kallat jonosfären. Merkurius som  har en mycket tunn atmosfär, kallad exosfär. Här genereras istället norrsken av solvinden då den interagerar direkt med planetens yta.

BepiColombo-uppdraget består av två rymdfarkoster, Mercury Planetary Orbiter (MPO) ledd av ESA, och Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO, namngiven Mio efter uppskjutning) ledd av JAXA, som för närvarande befinner sig i en dockad konfiguration för den sjuåriga kryssningen till dess slutliga omloppsbana. Under sin första förbiflygning av Merkurius svepte BepiColombo 200 kilometer över planetens yta. Observationerna med instrument ombord på Mio möjliggjorde de första samtidiga observationerna av olika typer av laddade partiklar från solvinden i Merkurius närområde.

Huvudförfattare till studien, Sae Aizawa, från Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), nu vid JAXAs institut för rymd- och astronautisk vetenskap (ISAS) i universitetet i Pisa, Italien, beskriver: För första gången har vi bevittnat hur elektronhalten ökar i Merkurius magnetosfär och fälls ut på planetens yta. Medan Merkurius magnetosfär är mycket tunnare än jordens och har en annan struktur och dynamik, har vi bekräftat att mekanismen som genererar norrsken är densamma i hela solsystemet.

Bild vikipedia på storleksjämförelse mellan de inre planeterna (Merkurius, Venus, jorden och Mars).

En gång höll en supernova på att utplåna vårt solsystem

 

För cirka 4,6 miljarder år sedan bildades vår sol och planeterna i ett moln av gas och damm. Men i det relativa närområdet exploderade även en supernova vilken kunnat slagit itu allt som sedan blev vårt solsystem. Att så inte skedde berodde troligen på molekylär gas som skyddade det damm och den gas som en gång skulle bli vårt solsystem.

”Protostjärnor bildas normalt från molekylmoln som huvudsakligen består av molekylärt väte. En protoplanetär skiva är en roterande cirkumstellär skiva med tät gas som omger en mycket ung stjärna. Den protoplanetära skivan kan ses som en ackretionsskiva, eftersom materia kan falla ner från de inre delarna av skivan till stjärnans yta. Den processen bör dock inte blandas ihop med ackretionsprocessen som tros bilda själva planeterna”. Fritt citerat från vikipedia. 

Ett team av astronomer vid National Astronomical Observatory of Japan kom fram till detta resultat efter att ha undersökt vårt solsystems skräp i form av bla meteoriter. Enligt astronomen Doris Arzoumanian och hennes team finns ledtrådar till supernovan och efterdyningarna i meteoriter. Dessa primitiva bergarter går tillbaka till de tidigaste epokerna i solsystemets historia.

I synnerhet innehåller de en radioaktiv isotop av aluminium. Aluminiumisotopen-26  är jämnt fördelat i meteoriterna. Det indikerar att det mer eller mindre "injicerades" i solsystemets dammoln när solsystemett bildades vilket visar på en plötslig händelse, troligen en supernova. Dessa enorma stjärnexplosioner ger isotopen aluminium-26 och finns i meteoriterna i vårt solsystem.

I dag finns inget kvar av solsystemets ursprungliga gasmoln. Men vi kan hitta bevis på dess kemiska sammansättning inuti planeter och kometer, asteroider och meteoriter som bildades av det. Det är uppenbart att det då nybildade solsystemet överlevde supernovachockvågen och fortsatte att bilda solen och därefter planeterna. Men hur  förklaras att inte allt slogs itu  med tanke på närvaron av isotopen aluminium-26 som visar att en  supenova skett som kunde fått katastrofala följder? Det är där molekylgasen kommer in.

I en artikel publicerad i Astrophysical Journal Letters beskriver teamet cylindriska molekylfilament som bildningsplatser för solliknande stjärnor. Flera filament skär varandra vid "nav". Sollika stjärnor bildas längs filamenten medan stora stjärnor i allmänhet bildas vid naven. Med tanke på stjärnornas typiska evolutionära åldrar exploderar de massiva  (stora stjärnorna som en supernova relativt snabbt i tid) som supernovor och berikar sina närliggande miljöer med tyngre element. Dessa explosioner kan strimla stjärnbildande moln, kväva framtida tillväxt och skada befintliga stjärnor och deras protoplanetära skivor.

Teamet antog att solen bildades i ett av dessa täta molekylära gasfilament. Någon gång efter att födelseprocessen startat skedde en supernova vid ett närliggande filamentnav. Teamet beräknade att sprängvågen skulle strimla det täta filamentet som hade en storlek av cirka 300 000 år. De kemiska bevisen i meteoriterna tyder dock på att något skyddade filamentet.

Meteoriterna bildades inom de första 100 000 åren i solens protoplanetära skiva, alla inbäddade inuti glödtråden (formen på det molekylära gasfilamentet). Filamentet kan ha fungerat som en skyddande "filt" eller buffert och stoppat det värsta av chockvågen. Det fångade  även de radioaktiva isotoperna från supernovavågen och kanaliserade dem in i det fortfarande bildande solsystemets gasmoln. Det är så man antar att isotopen aluminium 26 uppkom i meteoriterna.

Bild vikipedia på resterna efter Keplers supernova, SN 1604. Denna har dock inte med den sedan länge exploderade supernovan nämnd ovan att göra.

Vissa stjärnor har så starka magnetfält på ytan så det inte passar in i teorin om stjärnbildning.

 

Astronomer har funnit bevis på att vissa stjärnor har ett oväntat starkt magnetfält på sin yta. Det är en upptäckt som utmanar nuvarande modeller av hur stjärnor utvecklas.

I stjärnor som vår sol är magnetism på ytan kopplad till stjärnspinn, en process som liknar den inre funktionen i en dynamo. Starka magnetfält finns i centrum av solfläcksregioner och orsakar en mängd olika rymdväderfenomen. Fenomen som utkast så stora av elektromagnetisk strålning att det ibland  slår ut elektronik på Jorden.  Hittills har stjärnor med lägre massa än vår sol rotera antingen mycket snabbt eller relativt långsamt - ansetts ha mycket låga nivåer av magnetisk aktivitet. Något som gjort att de ansetts som idealiska solar för potentiellt beboeliga planeter i sitt solsystem.

I en ny studie, publicerad  i The Astrophysical Journal Letters, hävdar nu forskare från Ohio State University att en ny intern mekanism som kallas kärnhöljefrikoppling innebärande att när stjärnans yta och kärna börjar snurra i samma takt och sedan driver isär - kan det öka magnetfältet på dessa stjärnor i miljarder år och påverka livsutvecklingen hos deras närliggande exoplaneter negativt.

Den nya forskningen möjliggjordes genom en teknik som Lyra Cao, huvudförfattare till studien och doktorand i astronomi vid Ohio State och medförfattare Marc Pinsonneault, professor i astronomi vid Ohio State, utvecklade i år (2023) för att mäta stjärnfläckar och magnetfält på stjärnor.

Även om stjärnor med låg massa är de vanligaste stjärnorna i Vintergatan och ofta har exoplaneter vet forskare relativt lite om dem, enligt Cao.

I årtionden antogs  att de fysiska processerna hos stjärnor med lägre massa kunde jämföras  de hos stjärnor av solens slag.  Eftersom stjärnor gradvis förlorar sitt rörelsemängdsmoment när deras  snurrande är starkt kan astronomer använda stjärnspinn som metod  att förstå arten av en stjärnas fysiska processer och hur de interagerar och påverkar sina exoplaneter och omgivning. Man uthår i många fall efte rhur vår sol fungerar. Det finns dock tillfällen där stjärnrotationsklockan verkar stanna av, skrev Cao.

Med hjälp av offentlig data från Sloan Digital Sky Survey studerades ett urval av 136 stjärnor i stjärnhopen  Messier 44 vilka  befinner sig 610 ljusår bort från jorden och är en av de närmaste öppna stjärnhoparna till oss. Här fann teamet att magnetfälten hos stjärnorna med låg massa i området verkade vara mycket starkare än nuvarande modell kan förklara.

Medan tidigare forskning avslöjade att stjärnhopen innehåller många stjärnor som trotsar nuvarande teorier om rotationsutveckling, var en av Caos teams mest intressanta upptäckter att nu kunna bestämma hur dessa stjärnors magnetfält kan vara lika ovanliga i betydelsen mycket starkare än vad som förutspås av nuvarande modeller.

Vi fann bevis för att det finns en okänd typ av dynamomekanism som driver magnetismen hos dessa stjärnor, beskriver Cao. Arbetet visar att stjärnfysik kan ge överraskande konsekvenser även i andra forskningsområden.

Enligt studien har upptäckten viktiga konsekvenser för vår förståelse av astrofysik särskilt på jakten efter liv på andra planeter. Stjärnor som har denna starka magnetism kommer sannolikt att bombadera sina planeter med högenergistrålning, enligt Cao. En effekt som förutspås pågå i miljarder år från vissa stjärnor så det är viktigt att förstå vad det kan ge för effekt på deras eventuella exoplaneters liv eller om liv kan utvecklas där.

Med dessa fynd bör man få mer inblick i vad man ska leta efter för solsystem som kan vara värdar för liv. Cao att hennes teams upptäckter kan leda till bättre datasimuleringar och teoretiska modeller av stjärnors utveckling.

Bild vikipedia på den öppna stjärnhopen M44 i riktning mot stjärnbilden Kräftan 610 ljusår bort från oss där ovan upptäckt gjordes.

Stjärnbildning upptäckt i en galax långt bort i tid och rum

 

Nya observationer med ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) har särskilt platserna där stjärnbildning och stjärndöd pågår i  nebulosan  som omger en galax 13,2 miljarder ljusår bort. 

Ett forskarlag under ledning av Yoichi Tamura, astronom vid Nagoyas universitet togs högupplösta observationer av galaxen MACS0416_Y1, som finns 13,2 miljarder ljusår bort i stjärnbilden Eridanus. Vid tidigare observationer av galaxen av samma team hade upptäckts radiovågor från både syre och stoft, två vanliga komponenter i interstellära nebulosor. Detaljerade observationer av fördelningen av stoft och syre i en nebulosa kan ge ledtrådar till var stjärnor föds och dör i nebulosor men observationerna hade saknat den upplösning som behövs för att man ska kunna se nebulosors struktur.

Den här gången observerade teamet med ALMA under 28 timmar och zoomade in på galaxen MACS0416_Y1. Resultatet visade att stoftsignalregionerna och syreemissionsregionerna är intrikat sammanflätade och att de undviker varandra vilket tyder på en  process där nybildade stjärnor i nebulosor joniserar  gasen.

Dessutom hittade teamet ett massivt hålrum i nebulosan som sträckte sig cirka 1 000 ljusår i regionen. Då många nya, massiva och kortlivade stjärnor föds tillsammans skapar det ibland supernovaexplosioner enorma "superbubblor" i nebulosorna. Det upptäckta hålrummet kan vara resterna efter en sådan superbubbla.

Takuya Hashimoto från University of Tsukuba beskriver observationensskärpa enligt följande: Det motsvarar som att fånga det extremt svaga ljuset från två eldflugor som finns 3 centimeter från varandra på toppen av Mount Fuji sett från Tokyo och att kunna skilja på dessa två eldflugors sken.

Mätningar av gasens rörelser i nebulosan indikerar en miljö där många stjärnor bildas tillsammans som massiva stjärnkluster. Teamledare Tamura förklarar framtidsutsikterna baserat på dessa resultat som att det i framtiden kan erhållas detaljerad information genom högupplösta observationer av dessa stjärnhopar med hjälp av instrument som James Webb Space Telescope och det planerade Extremely Large Telescopes."

Ovan observationsresultat publicerades som Yoichi Tamura et al. "The 300 pc Resolution Imaging of a z = 8.31 Galaxy: Turbulent Ionized Gas and Potential Stellar Feedback 600 Million Years after the Big Bang" i Astrophysical Journal.

ALMA-teleskopets bild av galaxen MACS0416_Y1 ovan är belägen 13,2 miljarder ljusår bort och hyser den mörkaste nebulosan någonsin. Bilden spänner över cirka 15 000 ljusår på varje sida. (Vänster) Radiobilder tagna av ALMA som visar den mörka nebulosan (som sänder ut radiovågor från stoft, visas i rött) och emissionsnebulosan (som sänder ut radiovågor från syre, grönt), tillsammans med bilden av stjärnor fångade av rymdteleskopet Hubble (blå). Fotograf: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Y. Tamura et al., NASA/ESA:s rymdteleskop Hubble. (Höger) Bild tagen av ALMA, som bara visar radiovågorna från stoftet i den mörka nebulosan. Ett vertikalt långsträckt elliptiskt hålrum, en kandidat för en superbubbla, är synlig i den centrala regionen. Upphovsman: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Y. Tamura et al.

Kanske universum är dubbelt så gammalt som vi beräknat

 

Universum kan vara dubbelt så gammalt som nuvarande uppskattningar visar enligt en ny studie som utmanar den dominerande kosmologiska modellen och kastar nytt ljus över det så kallade tidiga galaxproblemet. I den nya studien visas en modell som ökar den möjliga galaxbildningstiden med flera miljarder år. Svaret här blir att universum är 26,7 miljarder år gammalt och inte 13,7 som tidigare uppskattats, enligt författaren till studien Rajendra Gupta, adjungerad professor i fysik vid naturvetenskapliga fakulteten vid University of Ottawa. Något som gör att de tidiga galaxer som Webbteleskopet upptäckt  inte var så tidiga.

Länge har astronomer och fysiker beräknat åldern på vårt universum genom att mäta tiden som gått sedan Big Bang genom att studera de äldsta stjärnorna baserat på rödförskjutningen av ljus i avlägsna galaxer. 2021, tack vare ny teknik och tekniska framsteg, uppskattades vårt universums ålder således till 13.797 miljarder år med hjälp av Lambda-CDM-konkordansmodellen. 

Men många forskare har sedan dess blivit förbryllade över förekomsten av stjärnor som Methuselah som verkar vara äldre än den uppskattade åldern i vårt universum och av upptäckten av tidiga galaxer i ett avancerat utvecklingstillstånd vilka James Webb Space Telescope upptäckt. Dessa galaxer, som existerar bara 300 miljoner år eller så efter Big Bang, verkar ha en mognadsnivå och massa som vanligtvis förknippas med ett de måste funnits i miljarder år i kosmisk utveckling.

Dessutom är de förvånansvärt små i storlek vilket lägger till ytterligare ett mysterium i ekvationen.

I Fritz Zwickys https://sv.wikipedia.org/wiki/Fritz_Zwicky ”trötta ljusteori” föreslås att rödförskjutningen av ljus från avlägsna galaxer beror på den gradvisa förlusten av energi i form av fotoner över stora kosmiska avstånd. Det anses dock strida mot de observationer som gjorts. Ändå fann Gupta att man genom att låta denna teori samexistera med teorin om det  expanderande universum göra det möjligt att omtolka rödförskjutningen som ett hybridfenomen snarare än enbart bero på expansion och avstånd.

Förutom Zwickys ”trötta ljusteori” introducerar Gupta idén om "kopplingskonstanter", som Paul Dirac la fram i en hypotes. Kopplingskonstanter är grundläggande fysikaliska konstanter som styr interaktionerna mellan partiklar. Enligt Dirac kan dessa konstanter ha varierat över tid. Genom att låta dem utvecklas över tid kan tidsramen för bildandet av tidiga galaxer som observerats av Webbteleskopet med höga rödförskjutningar förlängas från några hundra miljoner år från BigBang till flera miljarder år. Detta ger en bättre förklaring till den avancerade utvecklingsnivå och massa som observerats i dessa gamla galaxer.

Dessutom föreslår Gupta att den traditionella tolkningen av den "kosmologiska konstanten", som representerar mörk energi som anses vara anledningen till universums accelererande expansion behöver revideras. Istället föreslår han en konstant som står för utveckling av kopplingskonstanterna. Denna modifiering i den kosmologiska modellen hjälper då  till med att ta itu med gåtan av små galaxstorlekar som observerats i det tidiga universum och möjliggör mer exakta observationer.

Det är en gåta vad Webbteleskopet hittar så ovan diskussion kan mycket väl vara närmare sanningen än den i dag rådande.

Bild från pixabay.com

En brun dvärgstjärna som avger radiostrålning

 

Att fördjupa vår kunskap om svala bruna dvärgar som den här kommer att hjälpa oss att förstå stjärnors utveckling, säger huvudförfattare och doktorand vid Kovi Rose vid University of Sydney.

 Astronomer vid University of Sydney har visat att en liten ljussvag stjärna är den svalaste som registrerats som producerar radiovågor.

Den "ultrasvala bruna dvärgen" som undersöktes i studien är en gasboll  med en temperatur av 425 grader Celsius men här sker ingen kärnfusion. 

Däremot är yttemperaturen hos solen den kretsar kring ett kärninferno med en temperatur av cirka 5600 grader Celcius.

Även om det inte är den kallaste bruna dvärg som  hittats är det den svalaste som analyserats med  med radioastronomi. Resultaten av studien publicerades nyligen  i The Astrophysical Journal Letters.

Huvudförfattaren och doktorand vid School of Physics, Kovi Rose, beskriver att det är mycket sällsynt att hitta svala bruna dvärgstjärnor som denna som producerar radiovågor. Det beror på att deras dynamik vanligtvis inte konstruerar de magnetfält som genererar radioutsläpp som kan detekteras från jorden.

Därför kan denna bruna dvärg  fördjupa vår kunskap om svala bruna dvärgar och hjälpa oss att förstå utvecklingen av stjärnor och hur de genererar magnetfält.

Hur den inre dynamiken är hos bruna dvärgar vilka en del producerar radiovågor är inte förstått. Medan astronomer har en bra uppfattning av hur större stjärnor som vår  sol genererar magnetfält och radiostrålning är det inte helt känt varför färre än 10 procent av bruna dvärgstjärnor producerar detta.

Den snabba rotationen av svala dvärgar tros spela en roll i att generera starka magnetfält. När magnetfältet roterar med en annan hastighet än dvärgens joniserade atmosfär kan det skapa elektriska strömflöden.

I det här fallet tror man att radiovågorna produceras av inflödet av elektroner till den bruna dvärgens  magnetiskt polära områden vilket tillsammans med rotationen av den  producerar regelbundet upprepade radioskurar.

Bruna dvärgstjärnor, så kallade eftersom de avger lite energi eller ljus, är inte tillräckligt massiva för att antända kärnfusion som större stjärnor som vår sol. Därför kallas de misslyckade stjärnbildningar.

Rose sa: "Dessa stjärnor är en slags felande länk mellan de minsta stjärnorna som bränner väte i kärnreaktioner och de största gasjätteplaneterna, som Jupiter."

Senna bruna dvärg har namnet T8 Dwarf WISE J062309.94-045624.6 och finns cirka 37 ljusår från jorden. Den upptäcktes 2011 av astronomer vid Caltech i USA.

Stjärnans radie är mellan 0,65 och 0,95% större än Jupiter. Dess massa är inte väl förstådd men är minst fyra gånger till 44 gånger mer massiv än Jupiter. Att jämför med vår sol som är 1000 gånger mer massiv än Jupiter.

Analysen av stjärnan gjordes av Mr Rose med hjälp av ny data från CSIRO ASKAP-teleskopet i västra Australien och följdes upp med observationer från Australia Telescope Compact Array nära Narrabri i NSW och MeerKAT-teleskopet i Sydafrika.

Bild Vikipedia Jämförelsebild: de flesta bruna dvärgar är något större än Jupiter (15–20%),[1] men är fortfarande upp till 80 gånger tyngre på grund av större densitet. Bilden är skalenlig, med Jupiters radie 11 gånger jordens, och solens radie är 10 gånger Jupiters.

En glänsande planet

 

Astronomer har för första gången hittat en exoplanet som kan matcha Venus sken. Exoplaneten LTT9779 b som finns 264 ljusår bort i riktning mot stjärnbilden Bildhuggaren. Nya detaljrika mätningar av ESA:s Cheopsteleskop visar att denna planet reflekterar hela 80 % av det ljus som lyser på den från dess sol.

Cheops högprecisionsmätningar var en målinriktad uppföljning av planeten efter första upptäckten och karakterisering av planeten under 2020, då av NASA:s Tess teleskop och markbaserade instrument där ESO:s instrument HARPS i Chile var ett av dessa.

Exoplaneten är ungefär lika stor som Neptunus vilket gör den till den största reflekterande planeten i universum vi känner till. Anledningen till dess höga reflektion är att den täcks av metallmoln. Dessa moln består mestadels av silikat vilket är samma sak som sand och glas består av - blandat med metall exempelvis titan.

Man kan se planeten som en het värld liggande nära sin sol med kraftiga metallrika moln bestående av metall som flyter uppåt och regnar ner som titandroppar, beskriver James Jenkins (astronom vid Diego Portales University och CATA (Santiago, Chile) medförfattare till en vetenskaplig artikel som beskriver den nya forskningen, publicerad i tidskriften Astronomy &; Astrophysics.

Den fraktion av ljus som ett objekt reflekterar kallas dess "albedo" (reflexionsförmåga jordens är ca 0,3 i denna skala). De flesta planeter har ett lågt albedo, antingen för att de har en atmosfär som absorberar mycket av inkommande ljus eller för att deras yta är mörk eller har en kuperad terräng. Undantagen är frusna isvärldar eller planeter som Venus med ett reflekterande molnlager. 

LTT9779 b:s höga albedo kom som en överraskning eftersom planetens solsida mot sin sol uppskattas vara runt 2000 °C. Varje temperatur över 100° C är för varm för att moln av vatten ska bildas. Temperaturen i planetens atmosfär bör i detta falla till och med vara för varm för att moln av metall eller glas ska finnas.

Det var ett mysterium tills vi insåg att vi borde tänka på denna molnbildning på samma sätt som om kondens som bildas i ett badrum efter en varm dusch, konstaterar Vivien Parmentier, forskare vid observatoriet i Côte d'Azur (Frankrike) och medförfattare till forskningsrapporten. Vivien förklarar: För att ånga upp ett badrum kan du antingen kyla luften tills vattenångan kondenserar eller så kan du hålla varmvattnet rinnande tills moln bildas eftersom luften blir så mättad av ånga att den helt enkelt inte kan hålla ångan kvar längre utan den kondenseras på väggar mm. På samma sätt kan LTT9779 b bilda metallmoln trots hettan eftersom atmosfären är övermättad med silikat och metallånga. Att vara glänsande är inte det enda överraskande med LTT9779 b. Dess storlek och temperatur gör den till även till en så kallad "ultrahet Neptunus", inga andra planeter än detta slag  av  storlek och massa har visat sig kretsa så nära sina solar.

Planeten har en radie som är 4,7 gånger större än jordens. Ett år på LTT9779 b är 19 timmar. Alla tidigare upptäckta planeter som kretsar kring sin stjärna på mindre än en jordisk dag är antingen "heta jupitrar" - gasjättar med en radie som är minst tio gånger större än jordens - eller steniga planeter mindre än två jordradier.

Huvudförfattaren till studien Sergio Hoyer från Marseille Astrophysics Laboratory kommenterar: Vi tror att dessa metallmoln gör att planeten kan bestå i den heta miljön. Molnen reflekterar ljus och hindrar planetens atmosfär från att bli för varm och avdunsta. Samtidigt får planetens metallinnehåll i atmosfären dess atmosfär tung och gör att denna svårare kan avdunsta ut i rymden.

Bild från https://www.esa.int/ varifrån uppslaget till detta inlägg även kommer. Där Cheops visar hur exoplanet LTT9779 b fungerar som en spegel