Med hjälp av MIRI (Mid-Infrared Instrument) ombord på James Webb-rymdteleskopet (JWST) har en forskargrupp under ledning av den tidigare MPIA-forskaren (Max Planck-institutet för astronomi, Heidelberg, Tyskland) doktoranden Sebastian Zieba (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Cambridge, USA) och Laura Kreidberg, direktör vid MPIA och studiens huvudforskare, analyserat ytsammansättningen hos den steniga exoplaneten LHS 3844 b.
Utöver att karakterisera exoplaneternas atmosfärer är denna typ av tolkning av de geologiska egenskaperna hos planeter som kretsar kring avlägsna stjärnor nästa steg i att avslöja deras natur. Resultaten av denna undersökning publiceras i tidskriften Nature Astronomy.
En mörk och luftlös stenig superjord
LHS 3844 b är en stenig planet som är 30 % större än jorden och kretsar kring en sval röd dvärgstjärna en gång på ungefär 11 timmar. Planeten snurrar bara tre stjärndiametrar ovanför värdstjärnans yta och är tidvattenlåst till sin bana. Detta innebär att en rotation tar precis lika lång tid som en omloppsbana.
Som ett resultat vänder alltid samma halvklot av LHS 3844 b mot sin stjärna, vilket ger en konstant dagsida med en genomsnittstemperatur på cirka 1000 Kelvin (ungefär 725 grader Celsius eller 1340 grader Fahrenheit). LHS 3844-systemet ligger bara 48,5 ljusår (14,9 parsek) från jorden.
”Tack vare JWST:s fantastiska känslighet kan vi upptäcka ljus som kommer direkt från ytan på denna avlägsna stenplanet. Vi ser en mörk, het, karg sten, utan någon atmosfär”, säger Laura Kreidberg, MPIA.
Infrarött spektrum av LHS 3844 b:s heta dagsida, härlett från ljusstyrkekontrasten mot dess värdstjärna i ppm (delar per miljon = 0,0001 %) vid olika våglängder. Observationsdata från rymdteleskopen James Webb och Spitzer (cirklar och rutor) stämmer överens med mantel (heldragen orange linje) eller lavasten (streckad blå linje), medan de utesluter en jordliknande skorpa (streckad-prickad grön linje). Källa: Sebastian Zieba et al./MPIA
Med sin mörka yta kan LHS 3844 b likna en större version av månen eller planeten Merkurius. Denna slutsats baseras på en analys av den infraröda strålning som mottas från planetens heta dagsida. När vi mäter denna strålning kan vi dock inte se planeten direkt; istället registrerar vi den återkommande förändringen i ljusstyrka som vi mottar från stjärnan och den kretsande planeten tillsammans.
MIRI delade upp en del av planetens infraröda strålning, i intervallet 5 till 12 mikrometer, i mindre våglängdssektioner och mätte ljusstyrkan per våglängdsintervall. Detta är vad astronomer kallar ett spektrum, en regnbågsliknande fördelning av ljusets komponenter. En annan datapunkt, erhållen från observationer med Spitzer Space Telescope och publicerad för några år sedan, kompletterade analysen.
Begränsning av geologisk aktivitet
På samma sätt som forskningen om exoplaneternas atmosfärer har dragit nytta av klimatvetenskapen, bygger detta framväxande fält inom exoplanetgeologi på geologisk kunskap från jorden. Zieba, Kreidberg och deras medarbetare körde modeller och använde mallbibliotek över stenar och mineraler kända från jorden, månen och Mars för att se vilka infraröda signaturer de skulle producera under förhållandena på LHS 3844 b.
Genom att jämföra observationsbaserade data med dessa beräkningar kunde man med säkerhet utesluta en sammansättning som liknar jordskorpan, vanligtvis silikatrika mineraler som granit.
Även om detta resultat inte är särskilt överraskande – även i solsystemet är jorden den enda planeten med en sådan skorpa – kan det avslöja detaljer om LHS 3844 b:s geologiska historia. Man tror att jordliknande silikatrika skorpor bildas genom en långvarig förfiningsprocess som kräver tektonisk aktivitet och vanligtvis är beroende av vatten som smörjmedel. Det steniga materialet smälter och stelnar upprepade gånger när det blandas med mantelmaterial, vilket lämnar de lättare mineralerna på ytan.
”Eftersom LHS 3844 b saknar en sådan silikatjordskorpa kan man dra slutsatsen att jordliknande plattektonik inte gäller för denna planet, eller att den är ineffektiv”, säger Sebastian Zieba. ”Denna planet innehåller sannolikt endast lite vatten.”
Vad kan vi dra för slutsatser om exoplanetens steniga yta?
I stället pekar den mörka ytan på en sammansättning som påminner om basalt på jorden eller månen, eller om material från jordens mantel. Astronomerna försökte dock göra en ännu mer detaljerad karakterisering.
En statistisk analys av hur väl detta spektrum stämmer överens med olika mineralblandningar och konfigurationer visade att utsträckta fasta områden av basalt eller magmatisk bergart bäst stämmer överens med observationerna. De är rika på magnesium och järn och kan innehålla olivin. Krossat material, såsom stenar eller grus, passar också ganska bra, medan korn eller pulver inte stämmer överens med observationerna på grund av sitt ljusare utseende, åtminstone vid första anblicken.
Utan en skyddande atmosfär utsätts planeterna för rymdförvitring, som främst drivs av hård, energirik strålning från värdstjärnan och nedslag från meteoriter av olika storlek.
”Det visar sig att dessa processer inte bara långsamt löser upp hårda stenar till regolith, ett lager av fina korn eller pulver som finns på månen”, förklarar Zieba. ”De mörkar också lagret genom att tillföra järn och kol, vilket gör regolithens egenskaper mer förenliga med observationerna.”
Geologiskt nybildad eller vittrad? Två möjliga scenarier
Denna bedömning gav astronomerna två scenarier för planetens yta som stämmer lika bra med data. Det ena innebär en yta som domineras av mörk, fast sten bestående av basaltiska eller magmatiska mineraler. Jämfört med geologiska tidsskalor förändrar rymdväderförhållandena dess egenskaper snabbt.
Därför drar astronomerna slutsatsen att ytan i detta scenario bör vara relativt färsk, skapad av nyligen geologisk aktivitet, såsom utbredd vulkanism.
Det andra scenariot föreslår också en mörk yta, jämförbar med månen eller Merkurius. Det tar dock hänsyn till långvarig rymdvittring, vilket leder till utsträckta områden täckta av ett mörkt regolithskikt, ett fint pulver som också finns på månen, vilket framgår av de ikoniska bilderna av astronauternas fotspår.
Detta alternativ bygger på längre perioder av geologisk inaktivitet, vilket därmed kräver förhållanden som är motsatta det första scenariot.
Försök att lösa tvetydigheten
Dessa två alternativ skiljer sig åt i fråga om graden av nyligen förekommande geologisk aktivitet som krävs. På jorden och andra aktiva objekt i solsystemet är utgasning ett typiskt fenomen under sådan aktivitet. Svaveldioxid (SO2) är en gas som ofta förknippas med vulkanism. Om den fanns på LHS 3844 b i rimliga mängder borde MIRI ha upptäckt den. Ändå hittade den ingenting.
Därför verkar en nyligen inträffad period av aktivitet osannolik, vilket får astronomerna att föredra det andra scenariot. Om det stämmer kan LHS 3844 b verkligen se ut ungefär som Merkurius.
För att testa sin idé arbetar Zieba, Kreidberg och deras kollegor redan med en mer direkt metod. De har erhållit ytterligare JWST-observationer, vilket bör göra det möjligt för dem att urskilja ytförhållanden genom att utnyttja små skillnader i hur fasta skivor och pulver avger eller reflekterar ljus.
Fördelningen av emissionsvinklar beror på ytans ojämnhet, vilket påverkar mängden strålning som tas emot vid en given betraktningsvinkel. Detta koncept tillämpas framgångsrikt för att karakterisera asteroider i solsystemet.
”Vi är övertygade om att samma teknik kommer att göra det möjligt för oss att klargöra beskaffenheten hos LHS 3844 b:s skorpa och, i framtiden, andra steniga exoplaneter”, avslutar Kreidberg.
Publikationsuppgifter
Den mörka och karaktärslösa ytan på den steniga exoplaneten LHS 3844 b enligt JWST:s spektroskopi i mellaninfrarött, Nature Astronomy (2026). DOI: 10.1038/s41550-026-02860-3
