Be-stjärnor ( oftast dubbelstjärnor) kan istället vara Trippelstjärnor

 

En Be-stjärna, eller B[e]-stjärna, är en stjärna av spektraltyp B med emissionslinjer i normalt ej vanliga våglängder (Balmer-emissionslinjer). Beteckningen kommer ifrån spektraltypen där B anger den primära klassen, e anger emissionslinjer och hakparenteserna anger ovanliga våglängder.  Be-stjärnor med unika emissionslinjer uppträder bara under vissa tillfällen. 

PhD student Jonathan Dodd och Professor René Oudmaijer, from the University’s School of Physics and Astronomy i Edinburgh visar spännande nya bevis för att massiva Be-stjärnor – som hittills främst ansetts existera som dubbelstjärnor kan vara "trippelstjärnor.

Den anmärkningsvärda upptäckten kan revolutionera  förståelsen av objekten. Be-stjärnor är omgivna av en karakteristisk skiva bestående av gas  som liknar  Saturnus ringar. Men även om Be-stjärnor har varit kända i cirka 150 år har ingen hittills förstått hur dessa skiva bildas.

Konsensus bland astronomer har hittills varit att skivorna bildas genom Be-stjärnornas snabba rotation och  av att stjärnorna växelverkar med en annan stjärna som ett dubbelstjärnsystem.

Genom att analysera data från den europeiska rymdorganisationen ESA:s Gaia-satellit, beskriver forskarna att de nu har hittat bevis för att dessa stjärnor istället för dubbelstjärnor är trippelsystem –tre stjärnor som interagerar i stället för som tidigare antagits som dubbelstjärnsystem.

De observerade hur stjärnorna rörde sig över natthimlen under perioder av 10 år och även kortare perioder på cirka sex månader. Om en stjärna rör sig i en rak linje vet vi att det  är en stjärna men om det finns fler än en ses en liten vinglig- eller en spiralrörelse.

Vi tillämpade detta på de två grupper av stjärnor som vi såg på – B-stjärnor och Be-stjärnor – och vad vi upptäckte var att det till en början ser ut som att Be-stjärnor har en lägre grad av följeslagare (dubbelstjärnkonstellation)  än B-stjärnorna. Det är intressant eftersom vi förväntar oss att de ska ha en högre grad av detta istället, beskriver ledaren i forskningen till studien Prof Oudmaijer och tillägger: "Det faktum att vi inte ser dem kan bero på att följestjärnan (orna)  är för svaglysande för att upptäckas. Forskarna tittade sedan på en annan uppsättning data och letade efter stjärnor som ligger längre bort och fann att vid dessa större separationer är frekvensen av kompanjonstjärnor mycket likartad mellan B- och Be-stjärnorna.

Från detta kunde de dra slutsatsen att det i många fall inte bara är en extra stjärna som upptäckts utan även en tredje stjärna kommer in i bilden vilket tvingar en av dessa följeslagare närmare den ena av Be-stjärnorna i konstellationen – tillräckligt nära för att massa ska kunna överföras från den ena till den andra och bilda den karakteristiska Be-stjärnskivan. Detta kan också förklara varför vi inte ser dessa följeslagare då förklaringen är att de är för små och därmed svaga i sitt sken för att upptäckas efter att Be-stjärnan har sugit in mycket av dess massa.

Upptäckten kan få stor betydelse i andra delar av astronomin – bland annat vår förståelse av svarta hål, neutronstjärnor och gravitationsvågskällor.

Bild vikipedia på Be-stjärnan Achernar i stjärnbilden Eridanus, utplattad av sin extremt snabba rotation.

Den vulkaniska aktivitetens ursprung på månen Io

 

Io är i storleksordning den tredje största av Jupiters månar och den som finns närmst Jupiter av dennas 92 månar (ev har antalet uppräknats nu).

Ett team av vulkanologer och planetforskare vid NASA:s Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, University of Arizona och Arizona State University har nyligen skapat en ny bild av Ios vulkaniska aktivitet och då funnit att dess tidvattenuppvärmning sannolikt är koncentrerad till dess övre mantel. Studien som publicerats i tidskriften Nature Astronomy behandlar analyserad data från sensorer som mäter värmeavgivning från Io.

Tidigare forskning har antytt att Io är det mest vulkaniskt aktiva objektet i solsystemet. Dess yta är täckt av kaldera (kaldera är en stor kittelformad fördjupning i jordskorpan som skapas då en vulkan med flera kilometer stor diameter kollapsar) och röda floder av smält sten. Forskare söker ännu källan till värmen som driver denna aktivitet men har inte kunnat hitta säkra bevis på vad det är som sker.

De har länge förespått att källan kommer från Jupiters gravitation då den utövar en förändrad dragningskraft på månen (tidvatteneffekt) på grund av förändringar i månens avstånd till planeten i sin bana. Detta resulterar i friktion i månens steniga material bode teoretiskt då resultera i värmeproduktion. Vad forskare inte vetat tills nu är om värmen kommer djupt inifrån månen eller närmare dess yta. I den nya studien beskriver forskarna bevis som tyder på att det är det senare.

År 2016 kretsade sonden Juno  runt Jupiters poler vilket gav forskare ett sätt att lära sig mer om värmen som kommer från Io:s poler. Forskargruppen kunde då kombinera nya data med gamla och skapa en global värmekarta av hela Io.

De kunde kartlägga 266 vulkaniska hotspots och fann att månen avgav 60 procent mer värme längs sina lägre breddgrader än sina högre breddgrader – en egenskap som tyder på att värmen som är ansvarig för mycket av den vulkaniska aktiviteten finns strax under ytan. Om så säkert kan bevisas föreslår forskarna att det kan betyda att Io har en mjuk övre mantel eller till och med ett smält mineralhav under ytan.

Bild vikipedia Aktiva lavaflöden i den vulkaniska regionen Tvashtar Paterae. Bilderna tagna av sonden Galileo i november 1999 och februari 2000.

Dvärgplaneterna Eris och Pluto är inte likartat bildade

 

Eris är den näst största av dvärgplaneterna. Störst är Pluto. Båda är steniga världar som ligger långt ut i det yttre av solsystemet i Kuiperbältet bortanför Neptunus. Det finns yttre likheter mellan dem. Men forskare vid University of California Santa Cruz beskrev den 2 november 15 att Eris och Pluto sannolikt har olikt uppbyggda kärnor. Något som tyder att de två världarna gått evolutionärt skilda vägar.

Dysnomia är den enda kända månen runt Eris. Charon är den största av Plutos fem kända månar. Månarna kretsar samordnat runt sina dvärgplaneter.

Både Pluto och Charon – och förmodligen också Eris och Dysnomia – är ömsesidigt låsta i en tidvatteneffekt. Vi vet med säkerhet att Pluto och Charon har ett gemensamt förflutet och det stämmer troligen för Eris och Dysnomia också. 

Om detta är sant, säger forskarna, måste båda dvärgplaneterna ha bromsat sin rotation – för att bli synkroniserade med sina månar (genom tidvatteneffekt).

Men det finns en skillnad mellan dessa  dvärgplanetsystem. Eris är mycket massivare än Dysnomia medan Pluto och Charon är mer likartade i massa. Så hur kunde då Eris och Dysnomia uppnå synkronicitet så relativt snabbt? Man skulle kunna förvänta sig – under vårt solsystems historia – att Eris, precis som jorden inte skulle ha haft tid till hamna i ett ömsesidigt tidvattenlås med sin måne. Forskarna använde en datormodell som undersökte skilda möjligheter  på tidvattenuppvärmning för var och en. Deras modell antydde att Eris inre blev hetare tidigare än Plutos.

Och – enligt den nya studien – är det den tidiga upphettningen av Eris inre som är nyckeln till dess synkrona omloppsbana med sin måne. Isskalet runt den steniga kärnan skulle ha varit varmare och mindre trögflytande än Plutos. Isskalet skulle alltså överföra inre värme genom konvektion i stället för genom ledning som på Pluto.

Med andra ord kan värmen inuti Eris ha försvunnit snabbare mot ytan än på Pluto. Och detta faktum kan ha gjort att den saktade ner sin rotation snabbare än Pluto. Det finns också möjlighet till att det finns ett vattenhav under det yttre isskalet på Eris. Och hur otroligt det än låter finns det preliminära bevis för ett sådant hav på Pluto, tack vare NASA:s rymdfarkost New Horizons datainsamling då denna susade förbi Pluto och dess månar 2015.

Forskarna publicerade sina resultat i Science Advances den 15 november.  

Bild vikipedia Skisserna visar Eris (blå) omloppsbana jämförd med Saturnus, Uranus, Neptunus och Pluto (vit/grå). Bandelarna under ekliptikan är ritad i mörkare färger och de röda punkterna är Solen. Bilden till vänster är sedd från en pol, medan bilderna till höger är olika utsikter från ekliptikan.

Mörker och ljus i vår galax centrum ses numera i stor skärpa

 

En av de senaste bilderna från NASA:s James Webb Space Telescope visar delar av Vintergatans centrum i aldrig tidigare skådad detaljrikedom, inklusive aldrig tidigare  skådade funktioner som astronomer ännu inte har någon förklaring till. Stjärnbildningsområdet som avbildats har namnet Sagittarius C (Sgr C) och finns ungefär 300 ljusår från Vintergatans centrala svarta hål, Sagittarius A*.

Det har aldrig tidigare tagits några infraröd data på den här regionen med den upplösning och känslighet som nu möjliggjorts med Webbteleskopet. Därför ser vi nu för första gången massor av funktioner för första gången här beskriver observationsteamets huvudforskare Samuel Crowe, student vid University of Virginia i Charlottesville. Webbteleskopet avslöjar otroligt många detaljer vilket gör att vi nu kan studera stjärnbildning i den här typen av miljö på ett sätt som tidigare inte varit möjligt.

Galaxens centrum är den mest extrema miljön i Vintergatan där nuvarande teorier om stjärnbildning kan sättas på sina mest rigorösa test, tillägger professor Jonathan Tan, en av Crowes rådgivare vid University of Virginia.

Bland de uppskattningsvis 500 000 stjärnorna på bilden ovan finns en hop av protostjärnor – stjärnor som fortfarande håller på att bildas, växer i massa  och producerar utflöden som glöder som en brasa mitt i ett infrarött-mörkt moln.

 I centrum av denna unga stjärnhop finns en sedan tidigare känd massiv protostjärna med en massa  mer än 30 gånger större än solens. Molnet som protostjärnorna bildas i är så tätt att ljuset från stjärnorna bakom detta inte kan ses av Webbteleskopet det är ett av de mest tätt packade områdena på bilden. Mindre infraröd-mörka moln (prickar i bilden) ser ut som hål i stjärnfältet. Det är där framtidens stjärnor håller på att bildas.

Det var Webbs NIRCam-instrument (Near-Infrared Camera) som användes och detta fångade också storskalig emission från joniserat väte som omger den nedre sidan av det mörka molnet vilket visas cyanfärgat i bilden.

Omkring 25 000 ljusår från jorden finns galaxens centrum tillräckligt nära för att vi ska kunna studera enskilda stjärnor med Webb-teleskopet vilket gör det möjligt för astronomer att samla in oöverträffad information om hur stjärnor bildas och hur denna process beror av den kosmiska miljön där jämfört med andra delar av galaxen. Bildas till exempel mer massiva stjärnor i Vintergatans centrum i jämförelse med kanterna av dess spiralarmar frågas nu?

Bild https://webbtelescope.org på Skytten C,  Nircam bild

Vissa exoplaneter krymper i storlek

 

Atmosfären runt vissa planeter utanför vårt solsystem läcker mer än andra från sin atmosfär och minskar därmed sin storlek, rapporterade astronomer vid Caltech onsdagen den 15 november. Dessa planeters atmosfärer blåser inte bort av hårda vindar som uppkommit genom dess sols påverkan som man skulle kunna förvänta sig utan snarare från eget verk.

Omkring 90 ton luft från jorden försvinner ut i rymden varje dag genom att atmosfären värms upp av solen. I denna takt tror forskarna dock att det skule ta vår planet minst 15 biljoner år att helt tömmas på sin atmosfär. Så det finns inget att oroa sig för.

Men ett fåtal exoplaneter, särskilt några av de som är större än jorden men mindre än Neptunus trycker  bort sina atmosfärer inifrån genom en process som kallas "kärndriven massförlust", visar en ny studie. Denna mekanism tros kunna krympa en uppsvälld planet lik Neptunus storlek hela vägen ner till att bli en stenig superjord. Astronomer  anser att de nu har tillräckligt med data för att förklara varför de inte ser många exoplaneter med en storlek på cirka 1,5 till två gånger jordens. Det är den perfekta punkten mellan en superjord och sub-Neptunus.

Huvudförfattaren till studien  Jessie Christiansen, forskare vid Caltech (California Institute of Technology) och hennes kollegor analyserade exoplanetdata som samlats in under NASA:s Kepleruppdrag då teleskopet sökte efter  exoplaneter tills  Kepler stött på tekniska bakslag och avställdes i förtid  2013. 

Forskarlaget letade efter relativt nybildade stjärnor  i datan efter  planeter av Neptunus storlek  som kretsar kring dessa.  De sökte i två stjärnhopar: Praesepe eller Bikupehopen, som vardera har cirka 1 000 stjärnor och Hyadhopen, som innehåller cirka 500 stjärnor vilka utgör huvudet på "Tjuren" i stjärnbilden Oxen. Det är 600 miljoner år gamla respektive 800 miljoner år gamla stjärnor. I detta åldersintervall fann forskarna att nästan alla stjärnor innehöll  sub-Neptunus med atmosfär vilket tyder på att avdunstning inte inträffat ännu ( att de skulle ha förlorat sina atmosfärer vid det här laget).

Sub-Neptunusexoplaneter  är i storlek som Neptunus men med en mindre kärna än Neptunus därav förlorar de sin gas (atmosfär över tid relativt snabbt) mindre ickegasplaneter  gör detsamma ex har Mars haft betydligt tätare atmosfär än den har numera.

Hos planeter runt stjärnor som är mer än 800 miljoner år gamla i Keplers databasinsamling var det dock bara 25 procent som uppvisade denna storlek (Neptunus storlek) . Eftersom de var äldre planeter om dessa stjärnor är dessa  nära den tidsram på 1 miljard år då kärndriven massförlust förväntas ha inträffat,  Tid, den kraftiga atmosfären (gasen) plus den mindre kärnan  mär sannolikt orsaken till atmosfärisk flykt på dessa planeter hävdas i den nya studien.

Hur som helst, "om det  inte finns tillräckligt med massa kan atmosfären inte hålla sg kvar, och planeten krymper i storlek, beskriver Christiansen.

Forskningen beskrivs i en artikel som publicerades onsdag (15 november) i The Astronomical Journal.

Bild https://www.space.com/ forskare har funnit nya indicier som tyder på hur sub-Neptunus som den som visas ovan kan förlora sin atmosfär (Bildkredit: NASA, ESA, CSA och D. Player (STScI))

PÅ Merkurius finns troligen saltglaciärer - på Pluto säkert kväveglaciärer.

 

Forskare vid Planetary Science Institute i Tucson USA har avslöjat potentiella saltglaciärer på Merkurius vilket öppnar en ny gräns inom astrobiologin genom att det  avslöjar en flyktig miljö som återspeglar förhållanden som finns på jordens mest extrema platser. 

Vår upptäckt kompletterar liknande ny forskning som visar att Pluto har kväveglaciärer vilket innebär att glaciärer finns av skilda slag från de varmaste till de kallaste platserna i solsystemet. Dessa platser ger avgörande betydelse av kunskap eftersom det visar flyktiga rika exponeringar i flera skilda planetariska landskap, beskriver Alexis Rodriguez, huvudförfattare till artikeln "Mercury's Hidden Past: Revealing a Volatile-Dominated Layer through Glacier-like Features and Chaotic Terrains" som publicerats i Planetary Science Journal.

PSI-forskarna Deborah Domingue, Bryan Travis, Jeffrey S. Kargel, Oleg Abramov, John Weirich, Nicholas Castle och Frank Chuang var medförfattare till artikeln.

Merkurius glaciärer skiljer sig från jordens då de härstammar från djupt begravda lager som exponerats av asteroidnedslag. Jordens isglaciärer kommer från årtusendens nedpackade is från tusentals vintrar av snöfall. Våra modeller bekräftar starkt att saltflöden sannolikt producerade dessa glaciärer och att de när de blev till behållit flyktiga ämnen i över 1 miljard år, beskriver medförfattaren Travis.

Specifika saltföreningar på jorden skapar beboeliga nischer även i några av de tuffaste miljöerna som ex den torra Atacamaöknen i Chile. Detta får oss att fundera över möjligheten att det kan finnas underjordiska områden på Merkurius som kan vara mer gästvänliga än dess ogästvänliga yta. Dessa områden skulle potentiellt kunna fungera som djupa "Guldlockzoner", analogt med området runt en stjärna där förekomsten av flytande vatten på en planet kan finnas och möjliggöra liv som vi känner det. Men i Merkurius fall ligger fokus på rätt djup under planetens yta snarare än rätt avstånd från solen, beskriver Rodriguez.

Upptäckten av troliga glaciärer på Merkurius utökar vår förståelse av de miljöparametrar som kan upprätthålla liv och lägger till en viktig dimension till utforskning inom astrobiologin som är relevant för den potentiella livsmöjligheten på Merkurius-liknande exoplaneter.

Glaciärerna på Merkurius  kännetecknas av en komplex konfiguration av håligheter som bildar utbredda (och mycket unga) sublimeringsgropar. Dessa håligheter uppvisar djup som står för en betydande del av den totala glaciärtjockleken vilket tyder på att de har en flyktig sammansättning. 

Den föreslagna lösningen antar att kluster av håligheter i nedslagskratrar kan härröra från nedslag och därigenom belysa ett samband som länge har förbryllat planetforskare, beskriver medförfattaren Domingue.

Bild vikipedia Animation av Merkurius och jordens rotation runt solen.

Amatörastronom upptäckte unik supernovarest

 

Under 2013 såg amatörastronomen Dana Patchick igenom bilder från arkivet Wide-field Infrared Survey Explorer och upptäckte då ett diffust, cirkulärt objekt i närområdet av stjärnbilden Cassiopeja. 

Han fann då att denna troliga nebulosa var intressant eftersom den var ljus i den infraröda delen av spektrumet, men praktiskt taget osynlig i de färger som är synliga för våra ögon. Dana lade till objektet i databasen hos amatörastronomgruppen Deep Sky Hunters, i tron att det var en planetarisk nebulosa – den tysta kvarlevan av stjärnor med en massa som liknar solens. Han döpte den till PA 30.

Professionella astronomer som plockade upp fyndet från databasen insåg att detta objekt var något mer än det först verkade. De anser numera  att det är resterna av den försvunna supernova som observerades och nedtecknades av kineser år 1181. PA 30  är en supernovarest i i supernovan SN1181. PA 30 är en extremt sällsynt typ av supernovarest. Tidigare hade SN 1181 (som den även kallas) potentiellt associerats med en pulsar känd som 3C 58, men i åldersbestämning av på detta objekt tyddes  att det var alldeles för gammalt för att associeras med de kinesiska registren på observationen av SN1181.  Även om PA 30 till en början flaggades som en potentiell planetarisk nebulosa, blev det snabbt uppenbart att den var allt annat än det.

I planetariska nebulosor har den centrala stjärnan tappat de flesta av sitt yttre lager vilket resulterar i att stjärnans fortfarande extremt heta kärna exponeras. Strålningen från denna stjärna värmer upp nebulosan som skapats och orsakar emissionslinjer i spektra. Dessa emissionslinjer saknades dock i spektrumet för PA 30.

Uppföljningsobservationer gjordes 2016. Dessa avslöjade vindar från den centrala stjärnan med "oöverträffade" hastigheter på 16 000 km/sek (5% av ljusets hastighet). Emissionslinjer hittades från den centrala stjärnan innehållande högjoniserat syre och kol. Men både den centrala stjärnan och nebulosan saknade väte och helium. Nebulosan expanderade med en hastighet på ungefär 1 100 km/sek – så mycket som 100 gånger mer än expansionshastigheten för en typisk planetarisk nebulosa.

Men dessa egenskaper stämmer inte heller helt överens med förväntningarna på en supernova. För det första var nebulosans expansionshastighet lägre än de flesta supernovors utkast. För det andra, även i de flesta supernovor borde väte och helium vara närvarande eftersom det är det yttre lagret av stjärnorna som sprängs bort vid explosionen.

En möjlig förklaring till dessa egenskaper kom 2019. Då föreslog astronomer att supernovan orsakades av en sammanslagning av två vita dvärgar som båda redan var tömda på dessa lättare grundämnen när de släppte ifrån sig sina atmosfärer i slutet av sin existens som stjärnor. Astronomer har även föreslagit att detta var en sammanslagning av en vit dvärg med en atmosfär av kol/syre och en med en atmosfär av syre/neon, vilket skapade en exceptionellt sällsynt typ av supernova känd som SN Type Iax. 

Detta förslag löser båda problemen. Den tidigare förlusten av atmosfären förklarar varför väte och helium inte var närvarande. Dessutom ger denna typ av supernova inte lika stor explosion som andra, vilket förklarar den lägre expansionshastigheten än väntat. I slutändan pekar alla tecken på att PA 30 är resterna av SN 1181. 

Detta gör den till den sjätte supernovaresten som har associerats positivt med en observation av en supernova i vår egen galax. Denna närhet kommer att göra det möjligt att studera efterdyningarna i aldrig tidigare skådad detalj för denna sällsynta typ av supernova

Bild https://www.universetoday.com/  Placeringen av potentiella rester av SN 1181 jämfört med det område som definieras av de begränsningar som anges i historiska dokument (i cyan). Från artikel av Dr. Schaefer.