Hubbles konstant kanske inte behövs för att förklara expansionen av universum.

 

Vi har vetat att universum expanderar över tid sedan 1929 då astronom Edwin Hubble gjorde mätningar som indikerade att de mest avlägsna galaxerna upptäcktes röra sig bort från jorden snabbare än de närliggande galaxerna. Men det har varit förvånansvärt svårt att fastställa den exakta siffran för hur snabbt universum expanderar just nu.

Hubblekonstanten är viktig för att förstå universums bakgrundshistoria. Det är en viktig del av vår modell av hur universum utvecklas över tid. Men nya mätningar från det kraftfulla James Webb Space Telescope tyder på att det kanske inte finns någon konflikt som "Hubblespänningen, trots allt.

I en artikel som publicerats i Astrophysical Journal nyligen har kosmolog Wendy Freedman vid University of Chicago och hennes kollegor analyserat nya data som tagits fram av NASA:s James Webb Space Telescope.Data som visar avståndet till tio närliggande galaxer vilka nu fick ett nytt värde av den hastighet utifrån hur universum expanderar just nu.

Resultatet blev 70 kilometer per sekund per megaparsek vilket överlappar den andra  metoden där Hubblekonstanten ingår. "Baserat på dessa nya JWST-data och med hjälp av tre oberoende metoder, finner vi inga starka bevis för en Hubblespännings existens", beskriver Freedman som är en välrenommerad astronom och professor i astronomi och astrofysik vid John and Marion Sullivan University vid University of Chicago.

Tvärtom ser det ut som om vår kosmologiska standardmodell för att förklara universums utveckling håller och inte har behov av Hubbles konstant. Framtida observationer med JWST kommer nu att vara avgörande för att bekräfta eller motbevisa Hubblespänningen och bedöma konsekvenserna inom kosmologin beskriver Barry Madore, medförfattare till studien vid Carnegie Institution for Science och gästlärare vid University of Chicago.

Övriga författare till artikeln var UChicago-forskaren In Sung Jang, Taylor Hoyt (PhD'22, nu vid Lawrence Berkeley National Laboratory) och UChicago-doktoranderna Kayla Owens och Abby Lee.

Bild wikipedia. Hubblediagram. Passning av Hubbles lag till rödförskjutningshastigheter. Det finns olika bestämningar av Hubblekonstanten.

AMS-detektorn ombord på ISS fann mer kosmisk strålning bestående av deuteroner än man förväntat

 

Deuterium (tungt väte) är en stabil isotop bestående av väte där atomkärnan innehåller en neutron utöver den proton som kännetecknar den vanliga väteisotopen protium. Deuterium utgör 0,0156 procent av vätet på jorden.

Kosmisk strålning förbryllar forskare. Den senaste analysen av data som samlats in av Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) ombord på den internationella rymdstationen ISS har avslöjat ett överraskande överskott av kosmisk strålning bestående av deuterium vilket är atomkärnor som består av en proton och en neutron.

Upptäckten beskrivs i en artikel publicerad i Physical Review Letters och läggs till den växande listan över oväntade resultat från detektorn vid CERN där man  samlat in spår av mer än 238 miljarder kosmiska strålar av partiklar av skilda slag sedan den började samla in data 2011 från ISS (den internationella rymdstationen).

Partiklar av kosmisk strålning kan delas in i två huvudklasser: primära och sekundära. Primär kosmisk strålning bildas i kosmiska källor som supernovaexplosioner medan sekundär kosmisk strålning produceras i växelverkan mellan primär kosmisk strålning och det interstellära mediet (gasen och stoftet mellan stjärnorna).

I den senaste studien undersöktes inom AMS-samarbetet data från 21 miljoner kosmiska deuteroner som upptäckts från maj 2011 till april 2021. Genom att undersöka hur antalet, eller "flödet", av deuteroner varierar med partikelmoment över elektrisk laddning fann AMS-teamet överraskande egenskaper.

Deuteroner bildas på samma sätt som helium-3-kärnor, i kollisioner mellan primära helium-4-kärnor och andra kärnor i det interstellära mediet (rymden mellan stjärnorna). Om så verkligen är fallet bör flödesförhållandet mellan deuteron-helium och helium-4 likna flödesförhållandet mellan helium och helium-4.

Men det är inte vad man inom AMS upptäckt. AMS-data visar att dessa förhållanden skiljer sig markant över en styvhet på 4,5 gigavolt (GV), där förhållandet mellan deuteron-helium-4 och helium-4 faller mindre brant med styvheten än förhållandet helium-3-till-helium-4. Dessutom, och återigen mot förväntningarna, visar data att över en styvhet på 13 GV visar data att deuteronflödet är nästan identiskt med det för protoner som är primära kosmiska strålar.

För att uttrycka det enkelt har AMS hittat fler deuteroner än förväntat från kollisioner mellan primära helium-4-kärnor och det interstellära mediet.

– Det är ganska svårt att mäta deuteroner på grund av den stora kosmiska protonbakgrunden, beskriver Samuel Ting, talesperson för AMS. Våra oväntade resultat fortsätter att visa hur lite vi vet om kosmisk strålning. Med den kommande uppgraderingen av AMS för att öka dess acceptans med 300 % kommer AMS att kunna mäta all laddad kosmisk strålning med en procents noggrannhet och ge en experimentell grund för utvecklingen av en bättre teori om kosmisk strålning.

Bild https://ams02.space/detector Omedelbart efter installationen den 19 maj 2011 i form av en extern nyttolast på U.S. ISS National Laboratory startades AMS och började registrera och överföra data.

Gasstrålning upptäckt komma från stjärnor under bildning.

 

NASA:s James Webb Space Telescope har fångat ett nytt fenomen. De klarröda strimmorna längst upp till vänster i bilden ovan från den 20 juni 2024 föreställer  protostjärnutflöden – gasstrålar från nya stjärnor som alla lutar i samma riktning.

Bilden stöder astronomernas antagande att när moln besående av gas och damm kollapsar och bildar stjärnor, tenderar dessa stjärnor att rotera i samma riktning. Innan Webbteleskopet sågs  dessa objekt som klumpar i teleskopen eller var de osynliga i optiska våglängder. Men Webbs känsliga infraröda teleskop kunde tränga igenom det tjocka stoftet av damm och gas och avslöja stjärnorna och deras utflöden.

Bild https://www.nasa.gov  I den här bilden av Ormnebulosan som finns i stjärnbilden Ormen  från NASA:s James Webb Space Telescope har astronomer hittat en grupp protostellära utflöden i linje inom ett litet område (det övre vänstra hörnet). Ormnebulosan är en reflektionsnebulosa vilket innebär att den består av ett moln av gas och stoft som inte skapar sitt eget ljus, utan istället lyser genom att reflektera ljuset från stjärnor nära eller inuti nebulosan.

NASA, ESA, CSA, STScI, Klaus Pontoppidan (NASA-JPL), Joel Green (STScI)

Allmänheten uppmanas hjälpa till med att söka efter nya svarta hål

 

Dutch Black Hole Consortium  har lanserat en 8-språkig version av BlackHoleFinder-appen en app som medborgare över hela världen kan använda till att hjälpa astronomer  identifiera okända nybildade svarta hål. Tidigare var app endast tillgänglig på nederländska och engelska. Nu finns den även på spanska, tyska, kinesiska, bengali, polska och italienska vilket kraftigt ökar antalet personer som kan komma åt medborgarforskningsappen på sitt modersmål.

Medborgare runt om i världen uppmanas att hjälpa astronomer att identifiera vilka källor som är intressanta och bör följas upp  ex potentiella kilonovor och vilka källor som är falska källor. Den första, och hittills enda, observationen av en kilonova gjordes den 18 augusti 2017: en kort ljusblixt som orsakades av att två neutronstjärnor slogs samman. Denna sammanslagning resulterade i bildandet av ett svart hål med massa som en stjärna. Det var en unik händelse.

Förutom en ljusblixt detekterades även gravitationsvågor under millisekunder fram till sammanslagningen. Det var första gången som astronomer kunde detektera både gravitationsvågor och elektromagnetisk strålning från en händelse som denna.

En kilonova är en övergående astronomisk händelse som inträffar i ett kompakt dubbelstjärnsystem när två neutronstjärnor eller en neutronstjärna och ett svart hål smälter samman. Dessa sammanslagningar tros producera gammablixtar och avge stark elektromagnetisk strålning och kallas "kilonovor

Bild wikipedia En visuell tolkning av ett svart hål eller neutronstjärna med en närliggande stjärna utanför dess Roche-gräns (följ gärna länken här för att se en intressant förklaring bild för bild på hur Rochegräns fungerar i förhållande till ett objekt) Infallande materia bildar en ackretionsskiva samtidigt som materia runt om med mycket hög energi slungas ut i form av strålar.

Sammansmältningar av neutronstjärnor belyser kvarkmateriers värld

 

Neutronstjärnor består av resterna av gamla stjärnor som har fått slut på sitt kärnbränsle och genomgått en supernovaexplosion och en efterföljande gravitationskollaps. Även om kollisioner eller binära sammanslagningar av neutronstjärnor  är sällsynta kan dessa våldsamma händelser störa själva rumtiden och ge gravitationsvågor som kan upptäckas på jorden fast de skett hundratals miljoner ljusår bort.

Under en neutronstjärnkollision ändrar stjärnorna snabbt form och värms upp, något som orsakar förändringar i materiens tillstånd. Sammanslagningen kan även ge upphov till kvarkmateria, där elementarpartiklarna kvarkar och gluoner, vanligtvis inneslutna i protoner och neutroner, frigörs och börjar röra sig fritt. 

Professor Aleksi Vuorinen vid Helsingfors universitet förklarar hur vår förståelse för enskilda neutronstjärnors egenskaper har förbättrats avsevärt under de senaste åren. Men vi förstår fortfarande inte helt vad som händer vid den högsta densitet som uppnås eller i de dynamiska miljöer som uppstår vid kollisionerna.

– Att beskriva neutronstjärnkollisioner är utmanande för teoretiker eftersom alla konventionella teoretiska verktyg verkar bryta ihop på ett eller annat sätt i dessa tidsberoende och extrema system, beskriver Vuorinen.

Ett nyckelbegrepp i studiet av neutronstjärnkollisioner är bulkviskositeten innebärande att neutronstjärnmateria av partikelinteraktioner som motstår flödet i systemet. Forskare vid Helsingfors universitet har tillsammans med sina kollegor utomlands lyckats bestämma viskositeten hos tätpackad kvark genom att kombinera två olika teoretiska metoder. En av metoderna som användes baserades på strängteorin medan den andra bygger på störningsteorin som är en klassisk metod inom kvantfältteori.

I allmänhet beskriver man olik viskositet som hur "klibbigt" flöde av en given vätska är. Det mest kända exemplet är skjuvviskositet  vars effekter kan ses i flödet av ämnen som honung och vatten: honung flyter långsamt eftersom det har hög viskositet, medan vatten flyter snabbt på grund av dess lägre viskositet.

Bulkviskositet å andra sidan, beskriver energiförlust i ett system som genomgår radiella svängningar vilket innebär att dess densitet ökar och minskar  periodiskt. Det är  sådana svängningar som sker då neutronstjärnor sammanslås vilket gör bulkviskositet till den mest centrala transportkoefficienten i neutronstjärnkollisioner.

I en studie som nyligen publicerades i Physical Review Letters bestämdes viskositeten hos kvarkmateria på två sätt: med hjälp av den så kallade AdS/CFT-dualiteten, vanligen kallat holografi och störningsteorin.

Inom holografi bestäms egenskaperna i starkt kopplade kvantfältteorier genom att studera gravitationen i ett högre dimensionellt krökt rum. När det gäller kvarkmateria  att systemet  beskrivas vid de densiteter och temperaturer som uppkommer vid neutronstjärnkollisioner genom växelverkan inom kvantkromodynamik (QCD) som är teorin om den starka kärnkraften som i detta sammanhang är mycket stark. På grund av tekniska skäl kan metoden dock inte direkt beskriva QCD utan man undersöker snarare detta genom den  fenomenologiska metoden. 

Den andra metoden som används i  arbetet, störningsteorin, är kanske det mest använda verktyget inom teoretisk partikelfysikforskning. I detta tillvägagångssätt bestäms fysiska storheter som potensserier i kopplingskonstanter i en teori som beskriver styrkan i interaktionen. Denna metod kan beskriva QCD direkt men är bara tillämpbar vid densitet långt över de som finns i neutronstjärnor.

Till forskarnas glädje ledde de två metoderna till mycket likartade resultat vilket förstärkte teorin att viskositeten i kvarkmateria når sin topp vid betydligt lägre temperaturer än i kärnmateria.

– Resultaten kan bli till hjälp vid tolkningen av framtida observationer. Vi kan till exempel leta efter viskösa effekter i framtida gravitationsvågsdata och frånvaron av sådana vilket kan avslöja om kvarkmateria bildas vid neutronstjärnkollisioner beskriver universitetslektor Niko Jokela.

Forskningen genomfördes i ett internationellt samarbete med starkt finländskt deltagande i gruppen på nio författare i studien  där professor Aleksi Kurkela från Stavangers universitet gruppledare var Matti Järvinen från Asia Pacific Center for Theoretical Physics i Sydkorea och postdoktoral forskare Saga Säppi från Münchens tekniska universitet ingick.

Bild https://www.helsinki.fi/en/news Under en neutronstjärnkollision ändrar stjärnorna snabbt form och värms upp vilket orsakar förändringar i materiens tillstånd. Sammanslagningen kan också ge upphov till kvarkmateria där elementarpartiklarna kvarkar och gluoner, vanligtvis inneslutna i protoner och neutroner frigörs och börjar röra sig fritt.

Enligt forskningsresultat i kvarkmateria når bulkviskositetensin topp vid betydligt lägre temperaturer än i kärnmateria. (Bild: University of Warwick/Mark Garlick)

Rymdteleskopet NEOWISE har stängts av.

 

"NEOWISE-uppdraget har varit avgörande i vår strävan att kartlägga luftrummet och inhämta kunskap om den jordnära miljön. Dess stora antal upptäckter har utökat  kunskapen om asteroider och kometer i vår närhet samtidigt som det har stärkt Jordens försvar, beskriver Laurie Leshin, chef för NASA JPL.  

"När vi tar farväl av NEOWISE hyllar vi också teamet bakom för deras imponerande prestationer."

Genom att upprepade gånger observera skyn från låg omloppsbana runt jorden skapade NEOWISE kartor över hela himlen utifrån 1,45 miljoner infraröda mätningar av mer än 44 000 objekt i solsystemet. Av de mer än 3 000 jordnära objekt som upptäckts över tid upptäcktes 215 av dessa först av NEOWISE. NEOWISE upptäckte även 25 tidigare okända kometer, inklusive den berömda kometen C/2020 F3 NEOWISE som svepte över natthimlen sommaren 2020.

Ingenjörer på NASA:s NEOWISE-uppdrag (Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer) beordrade rymdfarkosten att stänga av sin sändare för sista gången torsdagen den 8:e  2024. Detta avslutade mer än 10 år av NEOWISE  uppdrag att söka efter asteroider och kometer.

Det slutliga kommandot sändes från Earth Orbiting Missions Operation Center vid NASA:s Jet Propulsion Laboratory i södra Kalifornien med tidigare och nuvarande projektmedlemmar närvarande tillsammans med tjänstemän från byråns huvudkontor i Washington. NASA:s Tracking and Data Relay Satellite System vidarebefordrade sedan signalen till NEOWISE och rymdfarkosten var ur bruk. Som NASA tidigare meddelat avslutades rymdfarkostens vetenskapliga uppdrag den 31 juli och alla återstående vetenskapliga data kopplades ner.

NASA avslutade uppdraget eftersom NEOWISE snart kommer att sjunka för lågt i sin omloppsbana runt jorden för att kunna ge användbara vetenskapliga data. En ökning av solaktiviteten värmer upp den övre atmosfären vilket får teleskopet  att expandera och skapa spänningar i materialet rymdfarkosten  är uppbyggd av.  NEOWISE har inte ett framdrivningssystem för att hålla den kvar i sin omloppsbana.

NEOWISE förväntas brinna upp i Jordens atmosfär på ett säkert sätt i slutet av 2024.

Bild https://www.jpl.nasa.gov/news Bilden ovan är den 26 886 704:e och sista exponeringen som togs av NEOWISE runt midnatt PDT den 31 juli 2024. Bilden gjordes från data som samlats in av de två infraröda kanalerna ombord på rymdfarkosten NEOWISE, där den längre våglängdskanalen (centrerad på 4,6 mikron) mappades till rött och den kortare våglängdskanalen (3,4 mikron) mappades till cyan. Bilden visar en del av stjärnbilden Fornax på södra stjärnhimlen. Fotograf: NASA/JPL-Caltech/IPAC/UCLA

Vart tar ”resten” från neutronstjärnors kollisioner vägen

 

En vit dvärg är en stjärna som består av joniserad materia, det sista steget i stjärnors existens. Stjärnor som inte är tillräckligt stora för att kollapsa till neutronstjärna eller ett svart hål med massa mindre än ungefär 9 solmassor alternativt är mycket stora och försvinner som supernova.  Neutronstjärnor har extremt hög densitet  en tesked materia av dessa  väger mer än en miljard ton. Neutronstjärnornas intensiva dragningskraft i form av gravitation  drar til sig omgivande materia och även närliggande stjärnor. När denna materia faller in mot neutronstjärnan värms det upp och lyser i röntgensken.

Efter en kollision mellan neutronstjärnor uppstår ett nytt himlaobjekt som kallas "en rest". Men vad denna "rest" består av vet man inte i dag. Forskare försöker avslöja detta inklusive om "resten" kollapsar till ett svart hål och hur snabbt detta i så fall sker. Genom avancerade superdatorsimuleringar har forskare fördjupat sig i den inre strukturen av dessa "rester" och utforskat deras kylningsprocess främst orsakad av neutrinoutsläpp. Dessa fynd avslöjar ett centralt objekt omgivet av en snabbt roterande ring av het materia. Om dessa "rester" undviker kollaps förväntas att de släpper ut majoriteten av sin inre energi inom några sekunder efter att de bildats.

Genom att observera när neutronstjärnor smälter samman i rymden får forskarna insikter i hur kärnmateria beter sig under de extrema förhållanden som inte kan replikeras på jorden. Kärnmateria är ett hypotetiskt ämne som består av protoner och neutroner som hålls samman av den starka kraften. Av särskilt intresse  om trycket från den starka kraften kan stoppa svarta hål från att bildas. I den här studien fokuserade forskarna på vad som händer när neutronstjärnor smälter samman men inte blir svarta hål. Forskningen utforskade neutronstjärnornas tidiga utveckling endast några ögonblick efter att de skapats.Detta var en utgångspunkt för att identifiera de astronomiska signaler som kan bidra till att besvara frågor om neutronstjärnor och bildandet av svarta hål.

Det var forskare vid Pennsylvania State University som  använde superdatorsimuleringar med allmänrelativistisk hydrodynamik av neutrinostrålning för att förstå den inre strukturen hos "rester" från neutronstjärnkollisioner. De studerade också hur resterna kyls ner genom att de avger neutriner. I detta arbete användes de beräkningsresurser som finns tillgängliga via Department of Energy's National Energy Research Scientific Computing Center Leibniz Supercomputing Centre i (Tyskland) och Institute for Computational and Data Science vid Pennsylvania State University.

Man fann att "rest" av neutronstjärnekollisioner består av ett centralt objekt som innehåller det mesta av systemets massa, omgivet av en ring av het materia i snabb rotation som innehåller en liten del av massan men en stor del av rörelsemängd. Till skillnad från de flesta stjärnor har den inre "resten" en högre temperatur på sin yta än i sin kärna så konvektiva plymer förväntas inte bildas när "resten" kyls ner genom att sända ut neutriner.

Mitt förslag är att se händelsen och "resten" på enbart  på kvantfysiknivå då kanske det blir ny kunskap som visar hur allt fungerar vid en kollision av detta slag. Glöm ej heller strängteorin.

Bild wikipedia på en modell av en neutronstjärna.