La missió lunar Blue Ghost 1 aterra a Mare Crisium, prop del Mons Latreille

Cosmonàutica: Avui s’ha produït l’aterratge de la missió Blue Ghost 1 prop del Mons Latreille, prop del Mare Crisium. El nom complet de la missió és Ghost Riders in the Sky, i Firefly Aerospace l’ha construïda per a la NASA. El llançament de la missió es va produir el passat 15 de gener.

Quaranta-cinc dies per anar de la Terra a la Lluna

La missió NASA Blue Ghost 1, amb Firefly Space com a soci comercial, consta fonamentalment d’un mòdul d’aterratge. Fou llençada el 15 de gener del 2025 a bord d’un coet SpaceX Falcon 9 des del Centre Espacial Kennedy de Florida. El seguiment del vol es fa des del Centre d’Operacions de Firefly a Cedar Park, Texas.

Després d’una trajectòria de 45 dies, Blue Ghost 1 arribà al seu destí lunar, on comença un període d’operacions de 14 dies.

Deu instruments científics i tecnològics

Blue Ghost 1 transporta 10 instruments científics i tecnològics en el marc de la iniciativa CLPS de la NASA. Durant el viatge de 45 dies de la Terra a la Lluna es conduïren proves de cada subsistema, i s’iniciaren alguns registres científics.

El període operatiu de la Blue Ghost 1 a la superfície lunar serà el d’un dia solar, que a la Lluna equivalen a 14 dies terrestres. Ara mateix ens trobem al començament de la lunació 1264 del Compte de Brown, i el proper 14 de març es produirà a la Lluna un eclipsi solar, és a dir que a la Terra es produirà un eclipsi lunar. A Mare Crisium, la Terra ocupa pràcticament sempre el mateix lloc en el cel, un xic per damunt de l’horitzó. El Sol, en canvi, que tot just ha sortit, romandrà durant 14 dies (mitja lunació) per damunt de l’horitzó, però en aquesta ocasió la trajectòria és tal que quedarà ocultat per la Terra.

El 16 de març, el Sol s’ocultarà per l’horitzó, i la Blue Ghost 1 podrà estudiar com aquest fenomen provoca l’aixecament de pols lunar. Aquesta levitació de pols lunar seria la responsable de la lluïssor que va documentar Eugene Cernan en el marc de la missió Apollo 17.

Una vegada començada la nit lunar, la Blue Ghost 1 podrà operar encara unes hores, però no s’espera que massa temps més.

Els instruments són els següents:
- LISTER, de Honeybee Robotics (Blue Origin). És un instrument per a l’exploració ràpida de radiació termal subsuperficial.
- LPV, de Honeybee Robotics (Blue Origin). És un sistema pneumàtic de presa de mostres de regolita.
- NGLR, de la University of Maryland. És un mirall retroflector de nova generació, que ajudarà a aconseguir determinacions per làser més precises de la distància entre la Terra i la Lluna.
- RAC, de Aegis Aerospace. És un instrument per a la caracterització de l’adherència de la regolita.
- RadPC, de la Montana State University. És un computador tolerant a la radiació. Hom vol provar la capacitat de funcionament en la superfície lunar. Recordeu que la Lluna no té un camp magnètic que la protegeixi del vent solar.
- EDS, del NASA Kennedy Space Center. És un escut electrodinàmic contra la pols.
- LEXI, de la Boston University, el NASA Goddard Space Flight Center i la Johns Hopkins University. Captarà raigs X procedents de l’heliosfera.
- LMS, del Southwest Research Institute. Mesurarà camps elèctrics i magnètics amb la finalitat de caracteritzar l’estructura i composició del mantell lunar.
- LuGRE, de l’Agència Espacial Italiana i el NASA Goddard Space Flight Center. L’instrument rebrà i seguirà senyals del sistema de navegació per satèl·lit GPS i Galileo tant durant el vol de la Terra a la Lluna com des de la superfície lunar.
- SCALPSS, del NASA Langley Research Center. És un càmera adreçada a estudiar la dinàmica de la superfície lunar al llarg d’un dia solar.

Cronologia de Blue Ghost 1

- 15 de gener 2025 06:11 UTC: llançament de Blue Ghost 1.
- 15 de gener 2025 07h UTC: separació del vehicle de llançament Falcon 9.
- 15 de gener 2025 15h UTC: adquisició de senyal, comprovacions elèctriques i de càrrega, calibratge de motor.
- 9 de febrer: després de 25 dies en l’òrbita de la Terra comença la injecció translunar. En aquest moment arrenca la missió científica.
- 13 de febrer: es completa la injecció translunar, amb la realització de maniobres de correcció de la trajectòria.
- 1 de març: completada la inserció en òrbita lunar es fan operacions de visió, navegació i calibratge, per passar a una òrbita lunar baixa.
- 2 de març: descens i aterratge. Comença llavors la missió científica en la superfície lunar. Al lloc d’aterratge tot just ha començat el matí
- 14 de març: el capvespre lunar queda interromput per l’ocultació del Sol darrera de la Terra. És el moment d’estudiar els efecte d’un eclipsi solar en la superfície lunar.
- 16 de març: el Sol, que ja havia sortit de l’eclipsi, s’amaga per l’horitzó de ponent. Comencen les operacions científiques nocturnes.

Els objectius científics

Alguns dels experiments previstos per a la Blue Ghost 1 són pioners a la superfície lunar. Hom assajarà un mètode de presa de mostres de regolita, un sistema de navegació global per satèl·lit, mesures de protecció front les radiacions i mesures de mitigació dels efectes de la pols lunar.

Lligams:

- Pàgina web de la missió Blue Ghost 1 a Fireflyspace.com.

La vitrificació d’un cervell humà a Herculà durant l’erupció del Vesuvi del 79 AD

Arqueologia: El professor Guido Giordano ha liderat una recerca sobre una peça de vidre orgànic format a partir del cervell d’una de les víctimes mortals de l’erupció de Vesuvi del 79 AD a Herculanum. En un article a Scientific Reports, Giordano expliquen el procés de vitrificació d’aquesta massa cerebral. En general, el vidre es forma quan un líquid es refreda prou ràpidament com perquè no pugui cristal·litzar. La vitrificació de teixits orgànics és una pràctica habitual en el laboratori, que es fa a través de la criopreservació en nitrogen líquid. Aquests vidres orgànics són ben fràgils a baixa temperatura, i hom pot aprofitar-ho en processos d’homogeneïtzació. Ara bé, si els vidres orgànics es deixen a temperatura ambient acaben per recuperar el seu estat tou originari. Giordano et al. ens presenten una vitrificació orgànica del tot diferent. El material d’aspecte vitri fou trobat dins del crani d’un cadàver sepultat en dipòsits de flux piroclàstic de l’erupció del Vesuvi de l’any 79. Aquest material es formà per un procés únic de vitrificació del cervell a molt alta temperatura. És la primera vegada que es descriu un vidre orgànic d’aquesta naturalesa. La temperatura de vitrificació d’aquest material era superior a 510 °C, de manera que el cadàver degué trobar-se exposat un flux piroclàstic molt més valent. Un procés de ràpid escalfament i de ràpid refredament hauria permès la formació d’aquest vidre, on quedaren preservades microestructures cerebrals.

Les electromicrografies del vidre estudiat per Giordano et al. mostren la preservació d’estructures neurals com ara axons

Un vidre natural

Els vidres naturals no són del tot rars a la Terra. L’estat vitri es correspon a una fase condensada de la matèria no-cristal·lina.

En entorns volcànics poden formar-se habitualment vidres silícics a partir del ràpid refredament de magma viscós, com és el cas de l’obsidiana.

La formació de vidres orgànics parteix d’una limitació: els teixits orgànics són format principalment per aigua. La vitrificació per criopreservació requereix assolir temperatures molt baixes, típicament de -120 °C. A temperatura ambient, aquests vidres orgànics recuperen la textura original.

És doncs ben excepcional trobar restes aparentment vitrificades de material orgànic en el crani d’una víctima d’Herculaneum soterrada pels dipòsits de flux piroclàstic que destruïren aquesta localitat i també Pompeii l’any 79 AD, en una erupció pliniana del Vesuvi.

Aquesta víctima fou trobada en el seu llit, situat en l’interior del Collegium Augustalium. Es tractaria d’un home jove d’uns 20 anys. Hom creu que es tractaria del guardià del Collegium, institució dedicada al culte de l’Emperador August. El Collegium se situava en el Decumanus maximus de Herculaneum.

Les restes de dins del crani són orgàniques i es corresponen a teixit cerebral, tal com mostra la detecció de proteïnes i d’àcids grassos. També hi ha restes de greix de cabell.

La natura vítria del material es manifesta en la seva aparença negra i lluent, com d’aspecte d’obsidiana.

La microscòpia electrònica d’escaneig posa de manifest la preservació de xarxes complexes de neurones, axons i altres estructures neurals. Hi hauria preservat material del cervell i de la medul·la espinal.

L’erupció del Vesuvi en aquella ocasió matà instantàniament diversos milers de persones. Hom ha arribat a desenterrar en les excavacions arqueològiques un total de 2000 cossos. Però només en aquest cas hi ha restes vitrificades del sistema nerviós central.

Hom esperaria que un material piroclàstic de centenars de graus Celsius cremés i destruís tot teixit tou.

L’escenari de preservació

Giordano et al. reconstrueixen un escenari en el que un núvol ràpid i molt calent de cendra seria el primer factor de mortalitat durant l’erupció del Vesuvi. El guardià del Collegium quedaria després exposat a temperatures superiors a 510 °C sense que això destruís totalment el teixit cerebral del cadàver. A mesura que el núvol de cendra es dissipava en qüestió de minuts, la temperatura davallà a condicions ambientals, a un ritme de 1000 K/s. La cendra no arribà a cobrir tot el cadàver. La caiguda de dipòsits piroclàstics sepultà progressivament Herculaneum, però ja a una temperatura inferior, de manera que el cervell vitrificat no fou danyat, i quedà preservat fins els nostres dies.

Lligams:

- Unique formation of organic glass from a human brain in the Vesuvius eruption of 79 CE. Guido Giordano, Alessandra Pensa, Alessandro Vona, Danilo Di Genova, Raschid Al-Mukadam, Claudia Romano, Joachim Deubener, Alessandro Frontoni & PierPaolo Petrone. Scientific Reports 15: 5955 (2025).

El glicocàlix de la barrera hematoencefàlica en l'envelliment i en la malaltia

Neurologia: La barrera hematoencefàlica és una estructura especialitzada que regula els bescanvis entre el sistema nerviós central i el sistema circulatori, de tal manera que el cervell queda protegit de factors circulants que el malmetrien. Un dels elements d’aquesta barrera és la capa de glicocàlix de l’endoteli dels capil·lars cerebrals, integrada per proteoglicans, glicoproteïnes i glicolípids. De fet, aquest glicocàlix és la primera interfície entre la sang circulant i la vasculatura cerebral. Carolyn R. Bertozzi i Tony Wyss-Coray han coordinat una recerca en la que han trobat que el glicocàlix de l’endoteli cerebral es troba altament desregulat en l’envelliment i en malalties neurodegeneratives. En un article a la revista Nature, amb Sophia M. Shi de primera autora, identifiquen una important pertorbació en les proteïnes O-glucosilades del domini de mucina. Aquesta pertorbació condueix a una desregulació funcional de la barrera hermatoencefàlica en ratolins, que es pot arribar a manifestar en hemorràgies cerebrals. En ratolins vells, Shi et al. apliquen virus adeno-associats per restaurar O-glicans de tipus mucina en l’endoteli cerebral, i amb això aconsegueixen millores funcionals en la barrera hematoencefàlica, una reducció de la neuroinflamació i una correcció parcial dels dèficits cognitius.

Ryan et al. mostren com la desregulació del glicocàlix associada a l’envelliment afebleix la barrera hematoencefàlica

La barrera hematoencefàlica

La barrera hematoencefàlica és la interfície vascular altament regulada que connecta dos òrgans fonamentals, la sang i el cervell. Aquesta barrera és fonamental per a l’homeostasi i correcte funcionament del cervell. La funció de barrera és exercida per les cèl·lules endotelials dels vasos sanguinis cerebrals, les quals presenten unions estretes especialitzades, tenen una molt baixa taxa de transcitosi de fase fluida i compten amb transportadors selectius. Històricament, hom ha posat molt d’interès en la membrana citoplasmàtica, tant pel que fa a la bicapa lipídica com, sobretot, a les proteïnes transmembrana. Però damunt d’aquesta membrana trobem una matriu cel·lular rica en carbohidrats: la capa de glicocàlix, que és una xarxa de glicans i metabòlits glicoconjugats (proteoglicans, glicoproteïnes i glicolípids). El glicocàlix es disposa damunt de la superfície de la cèl·lula endotelial exposada a la llum vascular, és a dir a la sang. Molts processos cel·lulars com la senyalització, l’adhesió, el transport o la morfologia són mediats pel glicocàlix. Però si la biologia d’àcids nucleics, proteïnes i lípids és ben desenvolupada, la glicobiologia sembla com si anés una passa enrere. La composició i funcionalitat del glicocàlix endotelial cerebral no és tan elucidada com la del proteoma i del transcriptoma.

Una disfunció de la barrera hematoencefàlic pot conduir a una major penetració de factors neurotòxics i inflamatoris des de la sang al cervell, i això ha estat assenyalat tant en el procés normal d’envelliment com en malalties neurodegeneratives.

La desregulació del glicocàlix durant l’envelliment

Shi et al. han utilitzat la microscòpia electrònica de transmissió per caracteritzar els canvis estructurals del glicocàlix endotelial cerebral associats a l’edat. Per poder visualitzar el glicocàlix empren nitrat de lantà sobre preparacions histològiques de ratolins joves (de 3 mesos) i vells (de 21 mesos).

En ratolins de 21 mesos hi ha, en comparació amb els de 3 mesos, una reducció significativa de la capa de glicocàlix luminal de capil·lars de l’escorça cerebral. Si a 3 mesos el gruix és de 0,540 ± 0,086 μm, a 21 mesos passa a 0,232 ± 0,092 μm. En termes d’ocupació de lumen hom passa d’una proporció de glicocàlix de 0,367 ± 0,054 a 0,207 ± 0,047.

Una comparació entre les dades de seqüenciació d’AR d’endoteli cerebral de ratolins de 3 i de 19 mesos indica que en els segons hi ha una notable desregulació de molts gens relacionats amb la glicosilació. Per exemple, hi ha una sobreregulació de gens implicats en el metabolisme de l’heparan-sulfat com són Sdc4, Hs3st1, Extl2 i Gpc5. Per contra hi ha una baixa expressió de gens implicats en la biosíntesi d’O-glicans de tipus mucina com són Galnt10, B3gnt3, Galnt2 i C1galt1.

Mitjançant un panell d’anticossos i de proteïnes selectives, Shi et al. poden utilitzar tècniques d’imatge i de citometria de flux per analitzar la composició del glicocàlix endotelial en termes de glicans, glicoconjugats i monosacàrids. Per tenir una imatge precisa han de dissociar en les preparacions tissulars microvasos o cèl·lules utilitzant més procediments mecànics que no pas enzimàtics. La microscòpia de fluorescència sobre microvasos aïllats de ratolins joves i vells indica que en els segons hi ha un augment de l’expressió de hialuronan, heparan-sulfat i condroïtin-sulfat. Per contra, hi ha una reducció en l’expressió de glicoproteïnes del domini de mucina. No s’hi veuen afectats per l’edat els nivells d’àcids siàlics o els de N-acetilgalactosamina terminal.

La citometria de flux sobre cèl·lules endotelials aïllades indica evolucions semblants dels components del glicocàlix. Els canvis en el transcriptoma, doncs, es tradueixen en el glicoma.

La caiguda de l’O-glucosilació de tipus de mucina amb l’edaat

L’O-glicosilació de tipus de mucina és una modificació post-transcripcional de proteïnes que consisteix en la vinculació a residus de serina i de treonina de α-N-acetilgalactosamina, damunt de la qual es construeixen glicans. Val a dir que aquesta O-glicosilació no és exclusiva de la família canònica de la mucina, sinó que també les trobem e proteïnes com PODXL, CD34 i DAG1.

Shi et al. estudien aquestes glicoproteïnes amb l’ús d’una proteïna recombinant StcE(E447D)–AF647 que les marca amb un fluorocrom. L’administració d’aquest marcador fluorescent a ratolins vius mitjançant una perfusió intracardíaca permet visualitzar aquestes glicoproteïnes en la part luminal dels capil·lars cerebrals. En ratolins joves el marcatge és fort, mentre que en ratolins vells és més feble i més heterogeni. Val a dir que aquest canvi amb l’edat sembla particular del cervell, i no apareix ni el cor ni en el fetge.

L’estudi de snRNA-seq de teixits procedents de malalts d’Alzheimer o de Huntington indica un afebliment diferencial de l’expressió de gens implicats en l’O-glicosilació de tipus mucina.

Dany vascular

Shi et al. utilitzen un virus adenoassociat específic de cèl·lula endotelial cerebral per reprimir l’expressió del gen C1galt1 en ratolins: AAV-PHP.V1-sCLDN5::EGFP-miR-E-C1galt1. Aquest virus és capaç d’induir un dany a la vasculatura cerebral.

La restauració del glucocàlix

Shi et al. han construït dos virus, AAV-PHP.V1-sCLDN5::EGFP-C1GALT1 i AAV-PHP.V1-sCLDN5::EGFP-B3GNT3, que respectivament sobreexpressen els gens C1GALT1 i B3GNT3 implicats en l’O-glicosilació de tipus mucina. En injectar aquests virus a ratolins de 17 mesos d’edat hi ha un enfortiment del glicocàlix luminal endotelial cerebral.

Els ratolins vells tractats amb els virus que els fan sobreexpressar B3GNT3 tenen una major puntuació en tests cognitius com el laberint Y. Això és indicatiu d’una millora en la memòria especial de treball i en els aprenentatges dependents de l’hipocamp.

Lligams:

- Glycocalyx dysregulation impairs blood–brain barrier in ageing and disease. Sophia M. Shi, Ryan J. Suh, D. Judy Shon, Francisco J. Garcia, Josephine K. Buff, Micaiah Atkins, Lulin Li, Nannan Lu, Bryan Sun, Jian Luo, Ning-Sum To, Tom H. Cheung, M. Windy McNerney, Myriam Heiman, Carolyn R. Bertozzi & Tony Wyss-Coray. Nature (2025).

- Química de clic i bioortogonal: Carolyn R. Bertozzi, Morten Meldal, K. Barry Sharpless, Premi Nobel de Química 2022 (5/10/2022).

Quipu, una superestructura de 400 megaparsecs i 2E+17 masses solars

Cosmologia: El principi cosmològic assum que l’univers, a una escala prou gran, és uniformement isotròpic i homogeni. Damunt d’aquest principi es fan les determinacions dels paràmetres cosmològics. Ara bé, per sota d’aquesta gran escala de l’univers uniforme hi ha tota una estructura heterogènia, que podem descriure com una teranyina de filaments que creuen el buit. Els filaments són alhora formats per supercúmuls de galàxies, els quals formen cúmuls o grups de galàxies, i aquests són integrats per galàxies, que alhora són col·leccions de sistemes estel·lar, en el marc d’un dels quals construïm el nostre coneixement astronòmic. Hom ha de conèixer bé el lloc que ocupem en l’univers per poder descriure’l cosmològicament. En el nivell més elevat de l’estructura, l’heterogeneïtat de la distribució material pot manifestar-se en modificacions de la radiació còsmica de fons, en lents gravitacionals gegantines o en modulacions del flux de Hubble d’expansió de l’univers. Pel que fa a com aquestes modulacions afectarien les nostres mesures de la constant de Hubble hem d’atendre a les concentracions de masses que tenim a una distància inferior a 250 Mpc. Això és el que han fet Hans Boehringer, Gayoung Chon, Joachim Truemper, Renee C. Kraan-Korteweg i Norbert Schartel. Böhringer et al. ofereixen en un article que apareixerà a la revista Astronomy & Astrophysics una valoració de tota l’esfera celeste de les estructures més grans que es troben a una distància d’entre 130 i 250 Mpc de la Terra. Utilitzen els cúmuls de galàxies emissores de raigs X per oferir-nos una cartografia de la distribució de la densitat a aquestes distàncies. Han trobat cinc superestructures especialment prominents, de les quals la més gran té una longitud de més de 400 Mpc i compta amb una massa equivalent a 0,2 trilions de masses solars. Böhringer et al. anomenen aquesta superestructura ‘Quipu’, i consideren que és l’estructura còsmica més gran descoberta fins ara. És cert que hom ha proposat estructures molt més grans, com la Gran Muralla Hercules-Corona Borealis, que faria 3000 Mpc de llargada, però la seva entitat discreta no és pas tan clara com la de Quipu. Les cinc superestructures que han identificat Böhringer et al. apleguen, en el volum estudiat, el 45% dels cúmuls galàctics, el 30% de les galàxies, el 25% de la matèria i el 13% del volum. Som, doncs, davant d’una fracció substantiva de l’univers. En aquestes superestructures hi ha una densitat galàctic superior a la mitjana, i aquesta densificació es deixa notar en l’entorn de la superestructura fins a una bona distància. Böhringer al. troben superestructures amb propietats semblants en simulacions basades en models cosmològics estàndards Lambda-CDM. Aquestes superestructures haurien de provocar una modificació en la radiació còsmica de fons a través de l’efecte integrat Sachs-Wolf. Les dades de la sonda Planck indiquen un senyal compatible amb aquest efecte quant a força, però estadísticament poc significatiu.

E. Hallmann retratava en el 2008 com una teranyina còsmica feta de filaments de matèria fosca que creuaven grans buits. Böhringer et al. (2025) han caracteritzat superestructures properes i consideren que és important considerar-les en la recerca astrofísica. Les superestructures podrien tindre un impacte en l’evolució de les galàxies que s’hi acullen. Alhora, els tests de models cosmològics han de considerar l’efecte d’aquestes inhomogeneïtats.

L’estructura a gran escala de l’univers

Els models cosmològics han de tindre en consideració l’estructura a gran escala de l’univers. Diferents models cosmològics ofereixen estructuracions diferents. Hom pot comprovar aquest encert comparats els resultats amb les observacions astronòmiques d’aquestes estructures a gran escala.

A final dels anys 1970 hom adoptà el terme ‘teranyina còsmica’ per referir-se a la topologia de l’univers. En general aquesta topologia venia a confirmar el principi cosmològic d’homogeneïtat i isotropia. En els darrers deu anys s’han fet esforços per descriure la distribució de matèria en l’univers local, que precisament volen identificar-hi les inhomogeneïtats.

Les inhomogeneïtats de l’univers local tenen un impacte en processos astrofísics com la formació i evolució de galàxies. En un supercúmul galàctic la distribució dels tipus de galàxies depenen de lloc que hi ocupen. En una zona de l’univers ocupada per buits, la baixa densitat material es manifesta en una constant local de Hubble superior a la mitjana còsmica. Fins i tot la radiació còsmica de fons pot veure’s afectada per la distribució local de matèria.

Podem definir l’univers local com l’integrat per objectes que tinguin un desplaçament al vermell (z) inferior a 0,03. Aquest univers local ha estat exhaustivament estudiat en projectes com 2MASS, i hom disposa de compilacions sobre les velocitats peculiars del flux còsmic.

Böhringer et al. van una mica més enllà i es fixen en objectes amb z situada entre 0,03 i 0,06. Són objectes situats a distàncies d’entre 130 i 250 Mpc. Els cúmuls galàctics situats a aquesta distància poden oferir una idea de la distribució a gran escala de la matèria.

Val a dir, però, que els cúmuls de galàxies són uns indicadors lleugerament esbiaixats, que poden amplificar les inhomogeneïtats més enllà dels valors reals. Cal aplicar-hi una funció de selecció. Böhringer et al. empren les dades del ROSAT All-Sky Survey del 1993, que ofereix detecció de cúmuls de galàxies a través d’emissions de raigs X. Hi afegeixen, a més dades de REFLEX, referents a l’hemisferi sud del cel, i del NORAS, de l’hemisferi nord. En total queda cobert el 86% del cel: queda fora la zona del cel on la Via Làctia interfereix l’observació d’objectes extragalàctics.

Una mostra de cúmuls

Els objectes del catàleg CLASSIX que han construït Böhringet al. han estat validats amb observacions des de Calar Alto i Sutherland. La lluminositat en la banda de raigs X es troba estretament correlacionada amb la massa del cúmul. El catàleg inclou 345 cúmuls galàctics, dels quals 155 es corresponen a superestructures. Cada entrada és definida per les seves coordenades celestes, desplaçaments al vermell, lluminositat de raigs X, massa i radi.

Una cartografia de la densitat material

Mitjançant la simulació Millennium, Böhringer et al. descriuen la distribució dels cúmuls en filaments materials. Així podem afirmar que el nostre univers local té una densitat inferior a la mitjana còsmica.

Caracterització de superestructures

Böhringer et al. demanen que cada superestructura contingui un mínim de 20 cúmuls galàctics, i una sobredensitat significativa. Van més enllà doncs d’un supercúmul típic. L’anàlisi resulta en la caracterització de cinc superestructures, amb masses de 0,6 a 2,4·10¹⁷ masses solars.

La més gran és Quipu. Té una longitud de 428 megaparsecs i una massa de 2,4·10¹⁷ masses solars.

Les altres quatre superestructures són Shapley, Serpens-Corona Borealis, Hercules i Sculptor-Pegasus.

Simulacions

Simulacions cosmològiques que abasten un volum 5,4 vegades superior a l’explorat resulten en 23 superestructures. Les cinc superestructures descrites per Böhringer encaixen amb el model cosmològic convencional ΛCDM.

Implicacions cosmològiques

El volum estudiat per Börhinger et al. és vuit vegades més gran que l’univers local. És lògic doncs que allà on Böhringer et al. troben cinc superestructures, a l’univers local només hi hagi una. De tota manera, l’univers local (<130 Mpc) es caracteritza per una densitat inferior a la mitjana còsmica. En estendre l’anàlisi a distàncies <250 Mpc, la densitat local ja s’acosta més a la mitjana.

En valorar els paràmetres cosmològics cal considerar el nostre ambient local. En primer lloc hi ha un efecte sobre el flux de Hubble degut a la velocitat peculiar del nostre Grup Local de galàxies respecte de la radiació còsmica de fons. La caracterització d’aquesta velocitat peculiar requereix considerar un horitzó de fins a 250 Mpc.

Lligams:

- Unveiling the largest structures in the nearby Universe: Discovery of the Quipu superstructure. Hans Boehringer, Gayoung Chon, Joachim Truemper, Renee C. Kraan-Korteweg, Norbert Schartel. A&A (2025).

El neutrino còsmic d'energia ultra-alta KM3-230213A

Astrofísica: La Col·laboració KM3NeT té com a objectiu la detecció de neutrinos còsmics amb energies superiors a un TeV. Ens obre així una nova finestra a fenòmens astrofísics. L’astronomia s’ha basat tradicionalment en l’observació d’ones electromagnètics, començant per la llum visible. Els neutrinos, com els fotons, són elèctricament neutres, però a més no interactuen amb els camps magnètics i tan sols rarament són absorbits per la matèria interestel·lar, amb la que interactuen exclusivament mitjançant la interacció nuclear feble. Aquesta capacitat de penetració, però, els fa interessants, ja que el seu origen còsmic pot remuntar a les regions més llunyanes de l’univers, i per la mateixa raó les més antigues. Els neutrinos d’alta energia poden produir-se a partir de la interacció a velocitats ultrarelativistes de raigs còsmics formats per protons o nuclis amb altres materials o amb fotons. Els neutrinos còsmics d’alta energia, doncs, actuen com un testimoni d’aquests processos astrofísics. Aquesta setmana la KM3NeT ha publicat un article a Nature on reporten l’observació d’un neutrino còsmic d’una energia ultra-alta. La detecció es va fer a través del telescopi de neutrinos que KM3NeT té situat en les profunditats de la Mar Mediterrània. L’observatori detectà de fet un muó amb una energia estimada d’entre 60 i 230 petaelectronvolts (PeV, recordem que 1 PeV = 1000 TeV!). L’enorme energia del muó i la seva direcció gairebé horitzontal indicaria com a origen una interacció d’un neutrino d’una energia encara més alta en les proximitats del detector. Si la interpretació és correcta som davant del neutrino més energètic mai detectat pels observatoris. O bé el neutrino s’ha originat en un accelerador còsmic diferent al que genera els neutrinos de més baixa energia, o bé es tracta de la primera detecció d’un neutrino cosmogènic. Aquesta darrera possibilitat implicaria un origen en les interaccions entre els raigs còsmics d’energia ultra-alta amb els fotons de radiació còsmica de fons.

Neutrinos còsmics

Els neutrinos còsmics poden produir-se bé en la proximitat d’una font de raigs còsmics o bé al llarg de la trajectòria de propagació del raig còsmic, conduint a la producció de partícules inestables secundàries que acaben per desintegrar-se en neutrinos.

Els raigs còsmics que interactuen amb l’atmosfera de la Terra produeixen neutrinos atmosfèrics. Aquests neutrinos atmosfèrics constitueixen un soroll de fons experimental en relació als neutrinos còsmics. D’aquesta manera, per tal de detectar neutrinos còsmics, cal la construcció d’observatoris de neutrinos de molt gran volum dins de cossos naturals d’aigua o de glaç. Aquesta localització permet la detecció de la llum de Cherenkov induïda pel pas de partícules carregades resultants d’interaccions de neutrinos dins o prop del detector.

La infrastructura de recerca KM3NeT consta de dos dispositius detectors de sensors òptics situats en la profunditat de la Mediterrània. El detector ARCA es troba davant de Portopalo di Capo Passero (Sicília), a una fondària de 3450 metres, i connecta amb un cable electro-òptic amb l’estació litoral de l’INFN en el Laboratori Nazionali del Sud (LNS). La geometria d’ARCA s’ha optimitzat per a l’estudi de neutrinos còsmics d’alta energia.

El detector ORCA es troba davant de Tolon, a una profunditat de 2450 metres. La geometria d’ORCA s’ha optimitzat per a l’estudi d’oscil·lacions de neutrinos.

ARCA i ORCA es troben encara en fase de construcció, però ja són operatius. Quan siguin complets disposaran de 345 línies de detecció vertical (230 d’ARC i 115 d’ORCA), cadascuna dotada de 18 mòduls òptics. Cada mòdul acull 31 tubs fotomultiplicadors (PMTs) de 3 polsades, i en apuntar a totes direccions garanteixen una cobertura de 4π estereoradians. Tant ARCA com ORCA poden identificar tots els sabors d’interaccions de neutrinos: a) els ‘rastres’ que produeixen els muons de llarga vida; b) les ‘dutxes’ de cascades electromagnètiques i hadròniques en el vèrtex de la interacció de neutrinos.

Interaccions de neutrinos poden produir muons d’alta energia que poden viatjar diversos quilòmetres dins del mar abans d’ésser absorbits. A mesura que es propaguen aquests muons perden energia principalment per processos radiatius estocàstics (bremsstrahlung, producció de parells, reaccions fotonuclears). La pèrdua d’energia mitjana per distància recorreguda és proporcional a l’energia del muó. Aquestes pèrdues estocàstiques d’energia donen lloc a cascades electromagnètiques. El nombre de partícules carregades que produeixen radiació de Cherenkov en les cascades és proporcional a la quantitat d’energia perduda pel muó en el procés. Els senyals dels PMTs permeten, a través del temps d’arribada i dels llindars temporals reconstruir la direcció i energia del muó.

En energies de l’ordre d’1 TeV els neutrinos atmosfèrics són més abundants que els neutrinos còsmics. En canvi, en energies de l’ordre de 100 TeV, els neutrinos còsmics passen a dominar. Per això la detecció de neutrinos d’aquesta energia o superior és indicativa d’un origen còsmic. En el 2013, per exemple, la IceCube Collaboration detectà neutrinos còsmics de l’ordre de PeV (1 PeV = 1000 TeV). Els més energètics detectats per IceCube són un antineutrino electrònic de 6 PeV del 2021 i un neutrino muònic de més de 10 PeV del 2022.

L’esdeveniment KM3-230213A

Ara fa dos anys, el 13 de febrer del 2023 a les 01:16:47 UTC el detector ARCA observà un muó d’energia extremadament alta. Fou catalogat com a KM3-230213A. En aquell moment hi havia 21 línies de detecció operatives, que s’havien instal·lat el 23 de setembre del 2022. L’11 de setembre del 2023 s’instal·laren set línies addicionals.

Hom disposava, doncs, de 287,4 dies de dades preses sota aquesta configuració. En aquest període es registraren uns 110 milions d’esdeveniments, dels quals KM3-230213A és el més energètic.

KM3-230213A es registrà com un total de 28086 senyals de les 21 línies de detecció. Els PMTs més propers a la trajectòria del muó quedaren saturats per la llum detectada. En el rastre del muó s’observaren tres grans dutxes.

A través dels temps i posicions mesurats en els primers senyals és possible reconstruir la trajectòria del muó. El muó viatjava a velocitats altament relativistes al llarg de diversos centenars de metres del detector. La direcció era gairebé horitzontal, amb uns 0,6° damunt de l’horitzó, i l’azimut era de 259,8°.

L’energia del muó en el detector es pot estimar a través del nombre de PMTs que hi participaren. En total ho feren 3672, és a dir el 35% dels PMTs actius, una xifra que no assoleix cap altre esdeveniment dels detectats. Simulacions de Monte Carlo permeten fer una estimació de l’energia muònica. Amb un 90% de nivell de confiança es pot estimar un marge d’entre 35 i 380 PeV.

Donada la direcció del muó, si fos un muó atmosfèric hauria d’haver creuat l’equivalent a 300 km d’aigua, cosa que es fora de l’abast fins i tot de muons de 100 EeV (1 EeV = 1000 PeV).

Pel que fa a neutrinos atmosfèrics, hom calcula que el detector tan sols seria exposat a un neutrino atmosfèric de més de 100 PeV cada 100.000 anys.

Així doncs, segons totes les hipòtesis del model estàndard, l’origen més probable de KM3-230213A és còsmic. Val a dir que l’energia del muó constitueix un límit inferior per a l’energia del neutrino còsmic. Així hom pot esperar que l’energia del neutrino còsmic desencadenant fos de 110-790 PeV.

Un flux isotròpic de neutrinos d’energia ultra-alta hauria de donar lloc a esdeveniment detectables prop de l’horitzó. Els neutrinos que entressin en l’atmosfera en un angle recte quedarien amagats pel soroll de fons de muons atmosfèrics.

L’origen celeste

Les coordenades celestes d’on provindria el neutrino còsmic de KM3-230213A són 94,3° d’ascensió recta i -7,8° de declinació. El temps es correspondria a una data juliana modificada de 59988,0533299.

Com a possibles orígens còsmics cal contemplar possibles fonts galàctiques, de l’univers local, transitòries o extragalàctiques.

Per la inclinació galàctica la font podria ser del medi interestel·lar galàctica. Malgrat que prové d’una zona del cel coincident amb els núvols moleculars d’Orió no hi ha cap font catalogada sospitosa.

Pel que fa a un origen en l’univers local, a una distància inferior a 100 Mpc, la zona en qüestió abastaria 40 galàxies. En aquestes galàxies hom no trobà cap observació sospitosa.

Pel que fa a un origen extragalàctic, caldria contemplar nuclis galàctics actius i blàzars. La zona en qüestió compta amb 12 d’aquests objectes.

Una altra línia d’investigació són els catàlegs de fonts astrofísiques de neutrinos elaborades per l’ARCA, l’ORCA, l’Antares o l’IceCube. No hi apareix cap de notable.

Una hipòtesi alternativa és la producció cosmogònica de neutrinos, és a dir la generació de neutrinos per la interacció de raigs còsmics amb radiació extragalàctica de fons o la radiació còsmica de microones de fons.

Finalment, cal contemplar la possibilitat d’una emissió transitòria, per exemple vinculada a un esclat de raigs gamma, una disrupció mareal, BL Lacs de baixa lluminositat o radioquàsars d’espectre pla.

Sigui coms sigui, la detecció d’un neutrino muònic amb una energia superior a 100 PeV és indicativa de l’existència a la natura de neutrinos d’energia ultra-alta.

Lligams:

- Observation of an ultra-high-energy cosmic neutrino with KM3NeT. The KM3NeT Collaboration. Nature 638: 376-382 (2025).

- KM3NeT.

El Consorci Euclid reporta un anell d’Einstein complet al voltant de la galàxia el·líptica NGC 6505

Astrofísica: El Consorci Euclid té com a objectiu cartografiar l’univers fosc, és a dir l’energia fosca que alimenta l’acceleració de l’expansió de l’univers i la matèria fosca que promou l’agregació de supercúmuls galàctics. Un dels objectius que ha d’estudiar aquesta missió, consistent en un telescopi espacial situat en el punt L2 de l’òrbita heliocèntrica de la Terra, són les lents gravitacionals, és a dir l’efecte que una gran acumulació de matèria gravitatòria (essencialment, matèria fosca) té sobre la radiació electromagnètica que hi passa. Conor O’Riordan és l’autor corresponsal d’un article del Consorci Euclid que apareix avui a la revista Astronomy & Astrophysics en el que reporten la primera descoberta de la missió d’una lent gravitacional fortal, concretament la que condueix a la formació d’un anell d’Einstein complet al voltant de la galàxia el·líptica NGC 6505. Aquesta galàxia té un desplaçament al vermell de z = 0,042, un valor relativament baix que correspon a una distància de 179 megaparsecs. Dins de les galàxies del ‘Nou Catàleg General’ (NGC) és la primera de la qual es reporta una lent gravitacional forta. Atenent a la lluminositat de la galàxia (IE = 18,1 amb la lent, i de 21,3 sense la lent), la relativa proximitat i al caràcter complet de l’anell, O’Riordan et al. la qualifiquen com una lent forta excepcionalment rara. Al capdavall, abans de la missió Euclid, havia passat desapercebuda, malgrat que la galàxia ja havia estat catalogada el 27 de juny del 1884 per Lewis A. Swift. O’Riordan et al. aporten dades d’imatge profunda de la lent obtingudes amb la càmera de llum visible (VIS) i amb l’espectròmetre i fotòmetre d’infraroig proper (NISP) d’Euclid. També aporten una espectroscòpia resolta del Keck Cosmic Web Imager (KCWI). Les observacions d’Euclid mostren una lent gravitacional amb un senyal prou ben diferenciat del soroll de fons. Les dades de KCWI assenyalarien una valor de z per a la font de 0,406. L’instrument DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) indica una velocitat de dispersió de la galàxia de 303 ± 15 km·s^-1. L’estructura angular varia al llarg de l’anell. El radi d’Einstein de l’anell és de 2,5 segons d’arc, que es correspondria a 2,1 kiloparsecs. Aquest valor és relativament petit si el comparem amb el radi efectiu de la galàxia (que és de 12,3 segons d’arc). Dins del radi d’Einstein la fracció de matèria fosca seria de 11,1% (amb un marge de confiança entre 7,6% i 16,5%). La funció de massa inicial estel·lar del centre galàctic tindria un desplaçament a l’alça respecte del valor de Chabrier.

En el panell principal veiem una imatge que combina dades de llum visible i d’infraroig proper de la galàxia. En el quadre veiem una imatge de més alta resolució de la llum visible dels 8 segons d’arc centrals.

Lents gravitacionals fortes

En astronomia extragalàctica les lents gravitacionals fortes apareixen com la distorsió de la llum d’una galàxia distant per l’acció gravitatòria d’una galàxia que s’hi interposa. Hi ha una distorsió i alhora una magnificació de la llum de la galàxia del fons, de manera que hi veiem múltiples imatges de la mateixa galàxia. Quant aquesta font no apareix merament com un punt, i es troba angularment a prop del centre projectat de la lent s’hi forma l’estructura anomenada ‘anell d’Einstein’. És aquest un homenatge a la predicció que la teoria general de la relativitat feia sobre l’acció d’un camp gravitatori damunt de les radiacions electromagnètiques.

Els anells d’Einstein, i les lents gravitacionals en general, tenen diverses aplicacions en cosmologia. Si la font afectada varia amb el temps, és possible utilitzar la imatge rebuda per fer una determinació més precisa de la constant nt de Hubble i d’altres paràmetres cosmològics. També ens pot ajudar a inferir propietats de la matèria fosca, és a dir de la fracció de la matèria gravitatòria que no podem deduir de les emissions o absorcions de radiació electromagnètica. D’altra banda, aquests objectes poden servir per posar a prova la mateixa relativitat general. Per acabar-ho d’adobar, una lent gravitacional forta és veritablement un ‘telescopi còsmic’.

Com que sovint les galàxies que constitueixen una lent gravitacional són galàxies distants i, per la mateixa raó primerenques, pròpies d’una fase juvenil de l’univers, ja tenim ací una aplicació cosmològica. Estudiar una galàxia primerenca, però, passa primer per diferenciar entre el seu component de matèria fosca i el seu component de massa estel·lar. Per això s’han postulat funcions de massa inicial estel·lar IMF. L’evolució de les galàxies seguiria dues fases: en la primera es formen in situ les regions més internes, i més endavant l’acreció dona lloc a l’embolcall exterior.

Les lents gravitacionals degudes a galàxies properes poden ajudar a completar aquesta imatge. En aquest cas el radi d’Einstein abastaria únicament la regió central (i més massiva) de la galàxia. Així, en la lent hi dominaria la massa estel·lar en detriment de la matèria fosca. El primer exemple d’aquestes lents gravitacionals properes fou descobert en el 1985: J2237+0305. Des de llavors tan sols s’han reportat quatre casos més: J1343−3810, J2100−4225, J0141−0735 i J0403−0239.

Així doncs, NGC 6505 seria el sisè cas de lent gravitacional forta al voltant d’una galàxia relativament propera (z = 0,042). És remarcable el fet que aquesta galàxia ja aparegués en el catàleg de Swift del 1886. És una galàxia ben estudiada pel que fa a les emissions de raigs X i de radioones des dels anys 1990. Tot i amb tot, no ha estat fins a les observacions del telescopi espacial Euclid, llençat el juliol del 2023, que se n’ha descobert la lent gravitacional i l’anell d’Einstein.

L’objectiu científic principal d’Euclid és fer una estimacions més precises de paràmetres cosmològics a través de l’estudi de lents gravitacionals febles i de l’agregació de galàxies. Per això pentina una superfície del cel corresponent a 14000 graus sexagesimals quadrats. Fa 10 anys hom havia estimat que Euclid seria capaç de descobrir més de 100.000 lents gravitacionals forts.

Les dades

Fou Bruno Altieri qui descobrí aquesta lent gravitacional el setembre del 2023 mentre repassava dades inicials de la fase de verificació orientada a comprovar la contaminació per gel. L’anell d’Einstein era clarament visible en aquestes imatges, i fou confirmat amb observacions amb major enfocament. És pel seu descobridor que l’anomenen ‘lent d’Altieri’.

La galàxia NGC 6505 es troba en el camp nord profund de la missió Euclid, situada ben a la vora del límit del camp.

O’Riordan et al. han utilitzat observacions obtingudes per telescopis de la superfície terrestre per afinar la mesura fotomètrica de desplaçament al vermell. Els observatoris que participen en aquesta col·laboració UNIONS són el Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT)/Canada-France Imaging Survey (CFIS), el Pan-STARRS i el Subaru/Hyper Suprime-Cam.

O’Riordan et al. també utilitzen una espectroscòpia de la regió central de NGC 6505 obtinguda des de l’Observatori Keck, de Hawaii la nit del 31 de març del 2024.

També han recuperat l’espectre obtingut de NGC 6505 en el marc de la col·laboració DESI.

L’espectre de la galàxia-lent

O’Riordan et al. utilitzen l’espectre DEDI per extraure la cinemàtica d’estels de tipus espectral A, F, G i K. Així poden mesurar una velocitat central de dispersió de 303 ± 15 km·s^-1.

D’acord amb les dades d’Euclid, de CFHT i de DESI, el desplaçament al vermell de la galàxia NGC 6505 seria de z_d = 0,04243 ± 0,00003.

La regió central de 1,5 segons d’arc de NGC 6505 tindria una massa estel·lar corresponen a 2,51±0,06·10¹⁰ masses solars.

D’acord amb la modelització la galàxia NGC 6505 hauria anat declinant la formació d’estels, i fa uns 3.000 milions d’anys hauria començat una transició de 2.300 milions d’anys fins a esdevindre una galàxia quiescent en termes d’astrogènesi.

La distribució de llum de la galàxia-lent

O’Riordan et al. prenen la llum de galàxia des d’un quatre de 8 segons d’arc de costat. Detecten un gradient d’el·lipticitat positiva entre el centre de la galàxia i el radi d’Einstein. La massa galàctica total seria de 1,06±0.02×10¹¹ M_⊙.

El desplaçament al vermell de la font i de la lent

La galàxia-lent domina sobre el flux de la galàxia-font (que suposaria entre un 4% i un 20%). El desplaçament al vermell de la galàxia font seria de z = 0,4058 ± 0,003 d’acord amb les línies d’absorció Ca K, banda G, Mg I b i Na I D.

L’observació de la galàxia el 2 de desembre del 2023 a través de l’espectrògraf MISTRAL de l’Observatori de l’Alta Provença estimava una z molt superior, encara que aquesta estimació fou descartada d’acord amb les dades de l’Observatori Keck.

La modelització de la lent forta

La magnitud total de l’emissió fortament afectada per la lent seria de 18,1. L’emissió no afectada per la lent és molt inferior (21,3).

La proporció entre la massa estel·lar i la matèria fosca

La velocitat de dispersió de la galàxia recull la massa gravitacional total, que seria de 4,1·10¹³ masses solars. Ara bé, dins de l’anell d’Einstein dominaria la massa estel·lar amb una proporció propera al 90%.

L’impacte de la descoberta

O’Riordan et al. recorden que les lents gravitacionals properes, amb desplaçament al vermell baixos, són forçosament rares ja que el volum de l’univers proper és per fina força limitat. Per exemple, si fixem una z inferior a 0,05 només tindríem 2400 galàxies.

Una galàxia isotermal amb una z = 0,04 tan sols produiria una lent forta en 1 de cada 2000 casos. Així doncs és poc probable que Euclid trobi una lent gravitacional tan forta en una galàxia propera. Tot i amb tot, s’espera que Euclid multipliqui per cinc el nombre lents gravitacionals properes.

Quan hom tracta amb galàxies properes cal ser prudent en deduir la distància a partir del desplaçament al vermell, ja que cada galàxia pot tindre un moviment relatiu respecte del flux de Hubble. La velocitat radial de NGC 6505 és d’un allunyament de 1,3·10⁴ km·s^-1, i sembla que en un 3% aquest allunyament es degut a un moviment propi.

Lligams:

- Euclid: A complete Einstein ring in NGC 6505. C. M. O’Riordan, L. J. Oldham, A. Nersesian, T. Li, T. E. Collett, D. Sluse, B. Altieri, B. Clément, K. G. C. Vasan, S. Rhoades, Y. Chen, T. Jones, C. Adami, R. Gavazzi, S. Vegetti, D. M. Powell, J. A. Acevedo Barroso, I. T. Andika, R. Bhatawdekar, A. R. Cooray, G. Despali, J. M. Diego, L. R. Ecker, A. Galan, P. Gómez-Alvarez, L. Leuzzi, M. Meneghetti, R. B. Metcalf, M. Schirmer, S. Serjeant, C. Tortora, M. Vaccari, G. Vernardos, M. Walmsley, A. Amara, S. Andreon, N. Auricchio, H. Aussel, C. Baccigalupi, M. Baldi, A. Balestra, S. Bardelli, A. Basset, P. Battaglia, R. Bender, D. Bonino, E. Branchini, M. Brescia, J. Brinchmann, A. Caillat, S. Camera, V. Capobianco, C. Carbone, J. Carretero, S. Casas, F. J. Castander, M. Castellano, G. Castignani, S. Cavuoti, A. Cimatti, C. Colodro-Conde, G. Congedo, C. J. Conselice, L. Conversi, Y. Copin, L. Corcione, F. Courbin, H. M. Courtois, M. Cropper, A. Da Silva, H. Degaudenzi, G. De Lucia, A. M. Di Giorgio, J. Dinis, F. Dubath, C. A. J. Duncan, X. Dupac, S. Dusini, M. Farina, S. Farrens, F. Faustini, S. Ferriol, N. Fourmanoit, M. Frailis, E. Franceschi, M. Fumana, S. Galeotta, W. Gillard, B. Gillis, C. Giocoli, B. R. Granett, A. Grazian, F. Grupp, L. Guzzo, S. V. H. Haugan, J. Hoar, H. Hoekstra, W. Holmes, I. Hook, F. Hormuth, A. Hornstrup, P. Hudelot, K. Jahnke, M. Jhabvala, B. Joachimi, E. Keihänen, S. Kermiche, A. Kiessling, M. Kilbinger, R. Kohley, B. Kubik, M. Kümmel, M. Kunz, H. Kurki-Suonio, O. Lahav, R. Laureijs, D. Le Mignant, S. Ligori, P. B. Lilje, V. Lindholm, I. Lloro, G. Mainetti, E. Maiorano, O. Mansutti, O. Marggraf, K. Markovic, M. Martinelli, N. Martinet, F. Marulli, R. Massey, E. Medinaceli, S. Mei, M. Melchior, Y. Mellier, E. Merlin, G. Meylan, M. Moresco, L. Moscardini, R. Nakajima, R. C. Nichol, S.-M. Niemi, J. W. Nightingale, C. Padilla, S. Paltani, F. Pasian, K. Pedersen, W. J. Percival, V. Pettorino, S. Pires, G. Polenta, M. Poncet, L. A. Popa, L. Pozzetti, F. Raison, R. Rebolo, A. Renzi, J. Rhodes, G. Riccio, H.-W. Rix, E. Romelli, M. Roncarelli, E. Rossetti, B. Rusholme, R. Saglia, Z. Sakr, A. G. Sánchez, D. Sapone, B. Sartoris, P. Schneider, T. Schrabback, A. Secroun, G. Seidel, S. Serrano, C. Sirignano, G. Sirri, L. Stanco, J. Steinwagner, P. Tallada-Crespí, I. Tereno, R. Toledo-Moreo, F. Torradeflot, I. Tutusaus, L. Valenziano, T. Vassallo, G. Verdoes Kleijn, A. Veropalumbo, Y. Wang, J. Weller, A. Zacchei, G. Zamorani, E. Zucca, C. Burigana, P. Casenove, A. Mora, V. Scottez, M. Viel, M. Jauzac, and H. Dannerbauer. A&A, 694, A145 (2025).

- Euclid Consortium.

- Euclid discovers a stunning Einstein ring, notícia a la pàgina web de l’Agència Espacial Europea.

- El llançament del telescopi espacial Euclid de l’Agència Espacial Europea. (Disponibilitat Permanent, 2 de juliol del 2023).

Matèria orgànica nitrogenada i evaporites en les mostres retornades de l’asteroide (101955) Bennu

Química exoplanetària: Un dels objectius de la missió NASA OSIRIS-REx era portar mostres de roca i de pols de l’asteroide (101955) Bennu a la Terra per poder analitzar-les. Aquesta setmana apareixen alguns resultats d’aquestes anàlisis. Glavin et al. expliquen que hi han trobat amoni en abundància i matèria orgànica soluble rica en nitrogen. McCoy et al. ens presenten d’altra banda una seqüència evaporítica procedent de l’antiga salmorra que discorria per la superfície del petit planeta d’on s’originà Bennu. Tot plegat ens ajuda a fer-nos una composició sobre els cicles geoquímics presents en els cossos que donaren lloc als planetes del Sistema Solar. Ens podem imaginar que la salmorra oferia un medi en el qual la matèria orgànica podia interactuar i combinar-se. Hom pensa que aquests cicles abiòtics de la matèria orgànica foren la base per a l’aparició de formes de vida en diferents planetes del Sistema Solar.

Cromatogrames realitzats sobre mostres de l’asteroide Bennu

Catorze dels vint aminoàcids de les proteïnes

Glavin et al. han detectat en les mostres recuperades de Bennu la presència de 14 dels 20 aminoàcids que fan de monòmers a les proteïnes dels organismes biològics terrestres. També hi troben 5 de les 5 nucleobases que integren els àcids nucleics d’aquests mateixos organismes biològics. La síntesi d’aquestes substàncies era possible per una alta abundància d’amoni. A les mostres també hi detecten formaldehid, que seria la base se la formació de molècules orgàniques més complexes.

Els aminoàcids de les mostres de Bennu són una barreja racèmica. Això contrasta amb la situació dels aminoàcids dels organismes biològics terrestres, on dominen els L-aminoàcids en detriment dels D-aminoàcids.

L’ambient on tingué lloc aquesta síntesi prebiòtica de matèria orgànica

McCoy et al. han analitzat la mineralogia de les mostres de Bennu. Hi trobem calcita, halita, silvita i fins a 11 altres minerals. Aquests minerals foren el resultat de l’acció dissolvent de l’aigua en primer terme i de la seva lenta evaporació. Suggereixen un ambient de salmorra semblant al que ha estat proposat per a Ceres o per a Encèlad.

Lligams:

- Abundant ammonia and nitrogen-rich soluble organic matter in samples from asteroid (101955) Bennu. Daniel P. Glavin, Jason P. Dworkin, Conel M. O’D. Alexander, José C. Aponte, Allison A. Baczynski, Jessica J. Barnes, Hans A. Bechtel, Eve L. Berger, Aaron S. Burton, Paola Caselli, Angela H. Chung, Simon J. Clemett, George D. Cody, Gerardo Dominguez, Jamie E. Elsila, Kendra K. Farnsworth, Dionysis I. Foustoukos, Katherine H. Freeman, Yoshihiro Furukawa, Zack Gainsforth, Heather V. Graham, Tommaso Grassi, Barbara Michela Giuliano, Victoria E. Hamilton, Pierre Haenecour, Philipp R. Heck, Amy E. Hofmann, Christopher H. House, Yongsong Huang, Hannah H. Kaplan, Lindsay P. Keller, Bumsoo Kim, Toshiki Koga, Michael Liss, Hannah L. McLain, Matthew A. Marcus, Mila Matney, Timothy J. McCoy, Ophélie M. McIntosh, Angel Mojarro, Hiroshi Naraoka, Ann N. Nguyen, Michel Nuevo, Joseph A. Nuth III, Yasuhiro Oba, Eric T. Parker, Tanya S. Peretyazhko, Scott A. Sandford, Ewerton Santos, Philippe Schmitt-Kopplin, Frederic Seguin, Danielle N. Simkus, Anique Shahid, Yoshinori Takano, Kathie L. Thomas-Keprta, Havishk Tripathi, Gabriella Weiss, Yuke Zheng, Nicole G. Lunning, Kevin Righter, Harold C. Connolly Jr. & Dante S. Lauretta. Nature Astronomy (2025).

- An evaporite sequence from ancient brine recorded in Bennu samples.T. J. McCoy, S. S. Russell, T. J. Zega, K. L. Thomas-Keprta, S. A. Singerling, F. E. Brenker, N. E. Timms, W. D. A. Rickard, J. J. Barnes, G. Libourel, S. Ray, C. M. Corrigan, P. Haenecour, Z. Gainsforth, G. Dominguez, A. J. King, L. P. Keller, M. S. Thompson, S. A. Sandford, R. H. Jones, H. Yurimoto, K. Righter, S. A. Eckley, P. A. Bland, M. A. Marcus, D. N. DellaGiustina, T. R. Ireland, N. V. Almeida, C. S. Harrison, H. C. Bates, P. F. Schofield, L. B. Seifert, N. Sakamoto, N. Kawasaki, F. Jourdan, S. M. Reddy, D. W. Saxey, I. J. Ong, B. S. Prince, K. Ishimaru, L. R. Smith, M. C. Benner, N. A. Kerrison, M. Portail, V. Guigoz, P.-M. Zanetta, L. R. Wardell, T. Gooding, T. R. Rose, T. Salge, L. Le, V. M. Tu, Z. Zeszut, C. Mayers, X. Sun, D. H. Hill, N. G. Lunning, V. E. Hamilton, D. P. Glavin, J. P. Dworkin, H. H. Kaplan, I. A. Franchi, K. T. Tait, S. Tachibana, H. C. Connolly Jr. & D. S. Lauretta. Nature (2025).

- NASA’s Asteroid Bennu Sample Reveals Mix of Life’s Ingredients (Comunicat de premsa de la NASA).