JWST hittar bruna dvärgar med 2 Jupitermassor — och en molekyl som ingen modell förutsåg

Bruna dvärgar antogs ha en botten. Objekten som befinner sig mellan planeter och stjärnor – för massiva för att vara planeter, för små för att upprätthålla den vätefusion som får en stjärna att brinna – ansågs kräva minst en viss tröskelmassa för att kunna bildas ur ett kollapsande moln av gas och stoft. JWST har hittat nio som tydligen inte fick meddelandet.

Stjärnhopen IC 348, en kompakt plantskola av unga stjärnor i stjärnbilden Perseus, var sedan tidigare känd för att hysa ovanligt små bruna dvärgar. En tidigare JWST-undersökning pressade massrekordet ned till 3–4 Jupitermassor. Den nya undersökningen, ledd av Kevin Luhman vid Pennsylvania State University och Catarina Alves de Oliveira vid Europeiska rymdorganisationen, gick längre: med hjälp av NIRCam-bildgivning följt av NIRSpec-spektroskopi identifierade teamet nio nya substellära objekt med uppskattade massor så låga som 2 Jupitermassor – ungefär 0,19 procent av solens massa. Ett av dem bär på en protoplanetarisk skiva – den ring av material ur vilken planeter bildas. Det är det minst massiva objekt som någonsin påträffats med råmaterial för planetariska följeslagare.

Det vänder redan på den tidigare gränsen. Atmosfärmolekylen kan vara det mer märkliga resultatet.

Rekommenderad läsningFöljeslagsstjärnan som Betelgeuse dolde i ett sekel har äntligen fotograferats

En oidentifierad förening i de kallaste atmosfärerna

Åtta av de nio nya medlemmarna – tillsammans med ett tidigare känt objekt – uppvisar en absorptionstopp vid 3,4 mikrometer som tillskrivs ett alifatiskt kolväte: en klass av organiska molekyler uppbyggda av kedjor av kol- och väteatomer. Ingen befintlig modell av bruna dvärgars atmosfärer förutspår att denna förening borde finnas. Toppen har setts i atmosfärerna på Saturnus och Titan, vilka teamet använde som spektrala referenspunkter, men hade aldrig detekterats i någon brun dvärg utanför solsystemet före denna undersökning.

Toppen är inte slumpmässig. Dess styrka korrelerar systematiskt med skenbar svaghet – ju kallare och mindre massiv den bruna dvärgen, desto tydligare är signaturen. Den gradienten pekar på en verklig fysisk process som verkar i dessa extrema, kalla atmosfärer snarare än kontamination eller instrumentartefakt. Luhman och Alves de Oliveira föreslår en ny spektralklass – klass H, för kolväte – för att rymma dessa objekt. Den befintliga taxonomin för kalla dvärgar löper från spektraltyperna L över T till Y; ingen av dessa klasser utformades för detta massregim.

Vad molekylen exakt är, och varför den ackumuleras i atmosfärerna hos de lättaste bruna dvärgarna, är fortfarande öppet. Artikeln konstaterar att fyndet "inte förutspåddes av atmosfärsmodeller och inte tidigare hade detekterats i atmosfärer utanför solsystemet".

Så här gjorde de

Observationerna använde två av Webbs instrument i följd. NIRCam avbildade IC 348 över flera nära-infraröda filter och identifierade substellära kandidater genom deras ovanliga färger och svaga skenbara ljusstyrka – ett urval som utnyttjar hur objekt med mycket låg massa framstår som tydligt rödare än bakgrundsstjärnor vid dessa våglängder. NIRSpec-spektroskopi bekräftade därefter kandidaternas massor genom att mäta hur mycket ljus varje objekt absorberade vid varje våglängd och jämföra dessa mönster med spektralmodeller av unga bruna dvärgar.

För objekt på 2 Jupitermassor ligger de spektrala dragen nära Webbs detektionsgräns. IC 348 valdes medvetet: med en ålder på ungefär 3 miljoner år är hopens objekt fortfarande varma från den energi som frigjordes under bildningen – ljusstarkare och mer spektroskopiskt tillgängliga än äldre bruna dvärgar av samma massa skulle vara. Samma sökning i en 100 miljoner år gammal hop skulle inte ge något – objekten skulle vara för kalla och svaga för nuvarande instrument.

Massuppskattningar vid denna extremvärde har osäkerheter på omkring 30 procent. Ett objekt nominellt på 2 Jupitermassor skulle rimligen kunna falla var som helst mellan 1,4 och 2,6 under olika evolutionära modellantaganden.

Varför detta är svårare att förklara än det ser ut

Den tidigare JWST-massgränsen på 3–4 Jupitermassor låg redan under vad de flesta teoretiska ramverk hade förutspått som den praktiska nedre gränsen för isolerad substellär bildning. Den gränsen härrör från termodynamik: för att ett kollapsande gasmoln ska producera ett stabilt objekt snarare än att fragmenteras ytterligare, måste fragmentet uppnå vissa temperatur- och densitetsförhållanden. Olika modeller – beroende på antagen molntemperatur, turbulens och magnetfält – placerar denna tröskel någonstans mellan 3 och 10 Jupitermassor.

Två Jupitermassor faller under dem alla. Teorin är inte motbevisad i avgörande mening – den är ofullständig i den meningen att den inte tar hänsyn till något som observerbart händer i åtminstone en ung hop. Mekanismen genom vilken IC 348 producerar så lätta objekt är för närvarande inte förstådd. Den protoplanetariska skivan kring det lättaste kandidatobjektet lägger till ytterligare ett lager: planetbildande skivor ansågs kräva betydligt massivare värdobjekt, och om de kan samlas runt en kropp på 2 Jupitermassor smalnar gränsen mellan planetarisk och stellär bildning ytterligare.

Vad dessa resultat inte avgör

De nio objekten kommer från en enda hop. Huruvida IC 348 är ovanlig – kanske är dess miljö exceptionellt effektiv på att fragmentera gasmoln vid låga massor – eller om sådana objekt är vanliga över stjärnbildande regioner, kan inte besvaras enbart från denna datamängd. En systematisk Webb-undersökning av flera unga hopar skulle krävas.

Kolvätedraget kräver identifiering. Absorptionen vid 3,4 mikrometer är förenlig med flera olika alifatiska föreningar; NIRSpecs spektrala upplösning vid dessa våglängder är otillräcklig för att skilja dem åt. Högupplöst uppföljningsspektroskopi, eller laboratoriemätningar av kandidatmolekyler under brun dvärg-atmosfärförhållanden, skulle behövas för att namnge föreningen. Författarna spekulerar inte om någon specifik identifiering.

Den bredare frågan om massuppskattningar är tillförlitliga vid dessa extremvärden – om modellerna som omvandlar observerad ljusstyrka till ett massantal bryts ned under 3 Jupitermassor – kan inte lösas utan oberoende metoder, såsom dynamiska massmätningar från binära system, vilka inte finns tillgängliga för dessa objekt.

Vanliga frågor om de lättaste bruna dvärgarna

Kan planeter kretsa kring en brun dvärg på 2 Jupitermassor?

Ett av de nyfunna objekten på ungefär 2 Jupitermassor uppvisar överflödigt infrarött ljus som överensstämmer med en protoplanetarisk skiva – den materialreservoar ur vilken planeter bildas. Huruvida planeter faktiskt kan formas och överleva runt något som knappt är tyngre än Jupiter är okänt. Inga planeter har bekräftats kretsa kring något isolerat objekt i närheten av denna massa.

Vad är skillnaden mellan en brun dvärg och en jätteplanet?

Bruna dvärgar bildas genom direkt gravitationell kollaps av ett gasmoln, samma process som skapar stjärnor. Jätteplaneter bildas inuti en skiva av material som kretsar kring en redan existerande stjärna. Skillnaden blir praktiskt taget otydlig vid mycket låga massor: ett objekt på 2 Jupitermassor som påträffas isolerat inuti en stjärnbildande hop klassificeras som en brun dvärg baserat på hur det sannolikt bildades, inte enbart på massa.

Vad är ett alifatiskt kolväte och varför är det konstigt i en brun dvärgs atmosfär?

Alifatiska kolväten är organiska molekyler uppbyggda av kol- och väteatomer arrangerade i kedjor eller förgrenade strukturer – de omfattar föreningar som finns i petroleum på jorden och i atmosfären på Saturnus måne Titan. I den yttre atmosfären hos en brun dvärg tar befintliga modeller inte hänsyn till dem. Deras närvaro vid 3,4 mikrometer i spektra för de kallaste IC 348-objekten representerar en lucka i den nuvarande förståelsen av substellära atmosfärkemiska förhållanden.

Hur långt bort ligger IC 348?

IC 348 ligger ungefär 1 000 ljusår från jorden i stjärnbilden Perseus. Det är en av de närmaste unga stjärnbildande regionerna och har varit ett mål för studier av stjärnpopulationer i flera decennier. Dess ålder på omkring 3 miljoner år gör dess medlemmar fortfarande tillräckligt ljusa för spektroskopisk analys med Webb.

Teamets observationsprogram fokuserade specifikt på IC 348. Jämförbara djupa spektroskopiska undersökningar av andra unga hopar – inklusive Orionnebulosans hop, Chamaeleon I och Taurus – är planerade eller pågående med Webb. Resultat från dessa program kommer att testa om 2 Jupitermassor-gränsen och kolvätet framträder mer brett, eller om IC 348 är en avvikelse. Den föreslagna spektralklass H väntar på oberoende bekräftelse från ytterligare datamängder innan den kan tas i standardbruk.

Referens: Luhman, K. L. & Alves de Oliveira, C., “A New Spectral Class of Brown Dwarfs at the Bottom of the IMF in IC 348,” The Astrophysical Journal Letters, 986 (1), 2025. DOI: 10.3847/2041-8213/addc55

Taggar: astronomi, JWST, alifatiskt kolväte, bruna dvärgar, IC 348, Kevin Luhman

Mer som detta

En metallflinga med 10 000 atomer hölls på två platser samtidigt

JWST hittade vatten vid tröskeln till Sagittarius A* — galaktiska kärnor gör kemi trots allt

Universum accelererar fortfarande — två Nobelpristagare fick bevisa det igen

Den sovande hjärnan återuppspelar dåliga minnen med större precision än goda

Slash om ormen som fått hans namn: ”Jag hade aldrig kunnat föreställa mig att den här stunden skulle komma”

NASA:s LRO hittade det största nya månkratern någonsin – 728 fot bred, bildad 2024 utan att någon märkte det