L’anàlisi algebraica i la teoria de la representació: Masaki Kashiwara, Premi Abel 2025

Matemàtiques: Aquest migdia l'Acadèmia Noruega de Ciències i Lletres ha anunciat la concessió del Premi Abel 2025 a Masaki Kashiwara, de l’Institut de Recerca en Ciències Matemàtiques de la Universitat de Kyoto, «per les seves contribucions fonamentals a l’anàlisi algebraica i la teoria de la representació, en particular el desenvolupament de la teoria de D-mòduls i la descoberta de les bases cristall». El premi és dotat pel govern noruec amb 7,5 milions de corones, i la cerimònia de lliurament es farà a Oslo el 20 de maig.

Masaki Kashiwara

柏原 正樹 (*結城市, 30.1.1947) és fill del matrimoni format per Masaharu i Kazuko Kashiwara. El seu pare treballava al Ministeri d’Agricultura, la qual cosa marcà la infància de Kashiwara en forma de trasllats de residència. Explica que la introducció a l’àlgebra a l’escola fou a través del 鶴亀算, és a dir del càlcul del nombre de grues i tortugues d’un conjunt del qual sabem el nombre de caps i de potes. El fascinava la possibilitat de trobar mètodes per resoldre genèricament tipus sencers de problemes.

A la Universitat de Tokyo esdevingué alumne de Mikio Sato (1928-2023), pioner en l’anàlisi algebraica. Sota la supervisió de Sato, realitzà la tesi de màster fonamentant la teoria analítica de D-mòdul (1970). En el 1971 ingressà en l’Institut de Recerca de Ciències Matemàtiques de la Universitat de Kyoto, bo i mantenint la col·laboració amb Sato sobre anàlisi algebraica. Aquell mateix any conegué al Simposi Taniguchi de Katata al matemàtic Pierre Schapira (*1943). A través de Schapira, entrà en contacte amb André Martineau (1930-1972), qui convidà Sato, Takahiro Kawai (*1945) i al propi Kashiwara a la Universitat de Niça en el curs 1972-1973. La col·laboració patí el sotrac de la malaltia i mort de Martineau, però s’iniciaren els treballs que conduirien al desenvolupament de la teoria de feixos.

En el 1974 defensà reeixidament la tesi doctoral a la Universitat de Kyoto. Seguidament fou nomenat professor associat a la Universitat de Nagoya. En el curs 1977-1978 fou investigador al Massachusetts Institute of Technology. De nou al Institut de Recerca de Kyoto, n’ocupà la direcció en dues ocasions (2002-2003 i 2007-2009). En el 1981 es casà a Hiroko. En el 2010 esdevingué professor emèrit, però mantingué la funció de professor de projectes. En el 2018 destinà una part de la Medalla Chern a l’Institut. En el 2019 esdevingué professor específic de programa de l’Institut Universitari de Kyoto d’Estudis Avançats.

L’anàlisi algebraica i la teoria de la representació

Les reflexions d’un hexàgon assenyalen els eixos de simetria a través dels quals és possible realitzar transformacions lineals d’aquesta figura en el centre del polígon. La teoria de representació estudia l’efecte d’estructures algebraiques sobre objectes d’aquesta mena.

L’anàlisi algebraica consisteix en l’aplicació d’eines algebraiques a la caracterització de funcions, com ara les equacions diferencials parcials lineals (EDPL).

Kashiwara treballà amb Jean-Luc Brylinski (*1951) i amb Toshiyuki Tanisaki (*1955) sobre la conjectura de Kazhdan-Lusztig, que menà a la introducció d’eines d’àlgebra, anàlisi i geometria en la teoria de representació. La teoria de representació utilitza eines algebraiques per investigar la forma amb la qual una certa simetria es pot expressar amb transformacions lineals en espais vectorials. La conjectura de Kazhdan-Lusztig connecta caràcters de representacions amb grups de cohomologia en intersecció. La demostració d’aquesta conjectura per Kashiwara i Brylinski aplica la correspondència de Riemann-Hilbert. Kashiwara i Taniksaki generalitzaren la conjectura de Kazhdan-Lusztig a àlgebres de Lie afins d’infinites dimensions en una varietat.

Kashiwara treballà amb Schapira en el desenvolupament de la teoria de feix microlocal. Aquesta teoria, nascuda de la teoria de representació, trobà aplicacions en geometria, en topologia i en teoria de nusos. L’anàlisi microlocal relaciona equacions diferencials en varietat amb objectes geomètrics del feix cotangent.

Kashiwara és l’epònim d’un teoria de ‘tall de síndries’ que combina hiperfuncions, camps vectorials i fronts d’ona analítics.

La teoria de mòduls-D

La teoria de mòdul-D és una aplicació de l’anàlisi algebraica per a l’estudi d’EDPL. Kashiwara desenvolupà en el 1970 els mòduls-D analítics amb la introducció de la noció de varietat característica, la qual cosa implica la generalització del teorema de Cauchy-Kovalevskaya. En el 1980, Kashiwara utilitzà aquesta teoria per demostrar la correspondència de Riemann-Hilbert, la qual cosa li va valdre el Premi Iyanaga per matemàtics menors de 40 anys (1981). L’anomenat problema de Riemann-Hilbert, catalogat com el problema 21 de Hilbert, qüestiona l’existència d’una equació diferencial lineal en una esfera de Riemann amb singularitats regulars i amb monodromies locals prescrites. Pierre Deligne havia estès i resolt aquest problema per a més de tres dimensions. En la formulació de Kashiwara, la correspondència de Riemann-Hilbert es formula com l’equivalència entre mòduls-D holonòmics regulars i feixos perversos.

Les bases cristall

En el 1990, Kashiwara desenvolupà la teoria de bases cristall de grups quàntics, en el marc de la teoria de representació. Els grups quàntics són objectes algebraics derivats dels models de malla emprats en mecànica estatística. Les bases cristall representen els grups quàntics com a grafs dirigits, i constitueixen una eina combinatòria capaç de resoldre nombrosos problemes a través de la teoria de la representació.

Lligams:

- Sato, Mikio; Kawai, Takahiro; Kashiwara, Masaki. Microfunctions and pseudo-differential equations. Hyperfunctions and pseudo-differential equations (Proc. Conf., Katata, 1971; dedicated to the memory of André Martineau), pp. 265–529. Lecture Notes in Math., Vol. 287. Springer-Verlag, Berlin-New York, 1973

- Masaki Kashiwara, Pierre Schapira. Sheaves on Manifolds. Springer-Verlag, 1990.

El dinamisme de l’energia fosca mesurat per DESI DR2 BAO

Cosmologia: Dimecres la Col·laboració DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) feia públics nous reports sobre el primer lliurament de dades (DR1) i sobre conclusions cosmològiques al voltant del segon lliurament de dades (DR2). Recordem que el novembre passat havien fet públic el DR1, que abastava un any de dades. Encara trigaran una mica per publicat íntegrament el DR2. Ara com ara, però, dades corresponents als primers tres anys de DESI indiquen el caràcter dinàmic de l’energia fosca.

La Col·laboració DESI utilitza el telescopi Mayall del Kitt Peak National Observatory (a la foto) per aconseguir els espectres òptics de desenes de milions de galàxies i quàsars. Globalment el desplaçament de les línies espectrals obeeix a l’expansió de l’univers, de manera que és una forma indirecta d’estudiar l’energia fosca.

Espectroscòpia de l’energia fosca

La Col·laboració DESI (Instrument Espectroscòpic d’Energia Fosca) s’inicià el maig del 2021, amb la intenció de fer en cinc anys una exploració del desplaçament al vermell d’objectes extragalàctics. El desplaçament el podem mesurar com una ratio 1+z entre la longitud d’ona a la qual apareixeria la línia espectral en un objecte astronòmic de velocitat radial nul·la i la longitud d’ona a la qual apareix realment. El valor de z és negatiu quan l’objecte té una velocitat radial negativa (és a dir que s’acosta a nosaltres) i és positiu quan la velocitat radial és positiva (l’objecte s’allunya de nosaltres). La majoria d’objectes extragalàctics tenen un valor z positiu. La Col·laboració DESI s’adreça preferentment a objectes extragalàctics amb un z entre 0 i 4.

En l’actualitat la Col·laboració DESI disposa de dades espectroscòpiques de 18,7 milions de galàxies, quàsars i estels. Això fa possible la construcció d’un mapa detallat de l’estructura tridimensional de l’univers per a una z < 4. En termes generals la z es correspon a la distància, i aquesta es correspon a l’antiguitat de la llum que rebem de cada objecte.

Un primer objectiu científic de la Col·laboració DESI és establir constriccions precises de l’equació d’estat de l’energia fosca. Per a objectes z < 4, l’expansió de l’univers és governada majoritàriament per l’energia fosca.

Un segon objectiu científic és establir constriccions precises del creixement de l’estructura a gran escala de l’univers. Aquesta estructura és deguda a l’acció gravitacional de la matèria, principalment de l’anomenada matèria fosca.

Un tercer objectiu és establir constriccions a la suma de masses de neutrinos.

Un quart objectiu cosmològic és trobar signatures observacionals de la inflació primordial que marcà els primers temps del nostre univers.

Abdul Karim et al. (2025a) presenten el Primer Lliurament de Dades de DESI (DR1), que consisteix en totes les dades adquirides durant els primers tretze mesos de l’observació principal. Han fet també un reprocessament uniforme de les dades de validació prèviament publicades. En el DR1 hi h ha dades de desplaçament al vermell d’alta confiança per a 18,7 milions d’objectes astronòmics, dels quals 13,1 milions són galàxies, 1,6 milions són quàsars i 4 milions són estels. Mai abans hom havia disposat d’una base de dades tan àmplia de desplaçaments al vermell extragalàctics. Aquestes dades són accessibles en forma de catàlegs d’estructura a gran escala.

Oscil·lacions Acústiques Bariòniques del Bosc Alfa de Lyman-α en el DR2 de DESI

Els boscos de Lyman-α són línies espectrals de galàxies i quàsars distants que deriven de la transició electrònica homònima de l’àtom neutre d’hidrogen. El bosc LyA pot presentar oscil·lacions acústiques degut a l’acció de la matèria bariònica (BAO). Abdul Karim et al. (2025b) presenten ara mesures de BAO sobre LyA corresponents al Segon Lliurament de Dades de DESI (DR2). Aquestes mesures inclouen tant l’autocorrelació de l’absorció de bosc LyA en els espectres de quàsars amb un desplaçament al vermell elevat com la correlació creuada de l’absorció amb les posicions dels quàsars.

La mida mostral de mesures BAO de DR2 és del doble que les mesures de DR1. Les mesures de bosc abasten 820.000 espectres de quàsars, i les de posició a 1,2 milions de quàsars.

Amb DR2, l’escala BAO assoleix una precisió estatística del 1,1% al llarg de la línia de visió, que arriba a l’1,3% en la perpendicular d’aquesta línia. La precisió combinada de l’escala BAO isotròpica és del 0,65% per a un valor efectiu de z = 2,33. Això permet fer una estimació de la distància de Hubble (D_H = c/H(z)) de manera que D_H(z_eff)/r_d = 8,632 ± 0,098 ± 0,026, on r_d és l’horitzó sonor en l’època d’arrossegament. La distància comòbil transversal D_M seria expressable com a D_M(z_eff)/r_d = 38,99 ± 0,52 ± 0,12.

Andrade et al. (2025) han validat les mesures BAO de galàxies i quàsars de DESI DR2. Casas et al. (2025) han validat les anàlisis Lyα BAO de DESI amb l’ús de bases de dades sintètiques. Brodzeller et al. (2025) han construït un catàleg d’absorbidors de Lyα.

Implicacions cosmològiques del DR2 de DESI

Abdul Karim et al. (2025c) presenten dades de mesures de BAO corresponents a més de 14 milions de galàxies i quàsars del DESI DR2, acumulats al llarg de tres anys de funcionament.

Els resultats DR2 BAO són consistents als d’altres conjunts de dades com DR1 DESI o SDSS. Les relacions entre distància i desplaçament al vermell coincideixen amb les de compilacions recents de supernoves amb un valor de z semblant.

Aquests resultats es poden descriure bé amb el model cosmològic pla ΛCDM. Els paràmetres preferits per la BAO estimada difereixen amb un valor 2,3σ dels determinats amb la radiació còsmica de fons (CMB). Els resultats DESI són coherents amb l’escala angular acústica mesurada per la missió Planck.

La tensió entre DR2 DESI i CMB es pot alleujar si hom aplica un model d’energia fosca amb una equació d’estat que evoluciona en el temps. Els paràmetres d’aquesta evolució serien w₀ > -1 i w_a < 0. Això suposa apartar-se del model cosmològic estàndard.

La combinació de dades de DESI i de CMB permet establir un límit superior amb el 95% de confiança de la suma de masses de neutrinos. Aquest límit se situa en 0,064 eV si hom adopta la cosmologia estàndard ΛCDM. Si, en canvi, hom adopta el model cosmològic w₀w_a, el límit puja a 0,16 eV (Elbers et al., 2025). Per tot plegat, la Col·laboració DESI considera que una energia fosca dinàmic ofereix una possible solució a les discrepàncies que pateix el model cosmològic estàndard amb un seguit d’observacions.

Lodha et al. (2025) assenyalen que l’evidència a favor d’una energia fosca dinàmica és especialment clara en l’univers més recent (z < 0,3). Amb el temps, doncs, la densitat de l’energia fosca aniria a la baixa. Això podria comportar una eventual desacceleració de l’expansió de l’univers i, qui sap, si una eventual frenada o una reversió degut a l’acció de matèria fosca.

Lligams:

- Data Release 1 of the Dark Energy Spectroscopic Instrument. DESI Collaboration (18/03/2025).

- DESI DR2 Results I: Baryon Acoustic Oscillations from the Lyman Alpha Forest. DESI Collaboration (18/03/2025).

- DESI DR2 Results II: Measurements of Baryon Acoustic Oscillations and Cosmological Constraints. DESI Collaboration (18/03/2025).

- Validation of the DESI DR2 Measurements of Baryon Acoustic Oscillations from Galaxies and Quasars. DESI Collaboration (18/03/2025).

- Validation of the DESI DR2 Lyα BAO analysis using synthetic datasets. L. Casas, H. K. Herrera-Alcantar, J. Chaves-Montero, A. Cuceu, A. Font-Ribera, M. Lokken, M. Abdul Karim, C. Ramírez-Pérez, J. Aguilar, S. Ahlen, U. Andrade, E. Armengaud, A. Aviles, S. Bailey, S. BenZvi, D. Bianchi, A. Brodzeller, D. Brooks, R. Canning, A. Carnero Rosell, M. Charles, E. Chaussidon, T. Claybaugh, K. S. Dawson, A. de la Macorra, A. de Mattia, Arjun Dey, Biprateep Dey, Z. Ding, P. Doel, D. J. Eisenstein, W. Elbers, S. Ferraro, J. E. Forero-Romero, C. Garcia-Quintero, Lehman H. Garrison, E. Gaztañaga, H. Gil-Marín, S. Gontcho A Gontcho, A. X. Gonzalez-Morales, C. Gordon, G. Gutierrez, J. Guy, M. Herbold, K. Honscheid, C. Howlett, D. Huterer, M. Ishak, S. Juneau, R. Kehoe, D. Kirkby, T. Kisner, A. Kremin, O. Lahav, M. Landriau, J.M. Le Goff, L. Le Guillou, A. Leauthaud, M. E. Levi, Q. Li, M. Manera, P. Martini, A. Meisner, J. Mena-Fernández, R. Miquel, J. Moustakas, D. Muñoz Santos, A. D. Myers, S. Nadathur, L. Napolitano, G. Niz, H. E. Noriega, E. Paillas, N. Palanque-Delabrouille, W. J. Percival, Matthew M. Pieri, C. Poppett, F. Prada, I. Pérez-Ràfols, C. Ravoux, G. Rossi, E. Sanchez, D. Schlegel, M. Schubnell, H. Seo, F. Sinigaglia, D. Sprayberry, T. Tan, G. Tarlé, P. Taylor, W. Turner, M. Vargas-Magaña, M. Walther, B. A. Weaver, M. Wolfson, C. Yèche, P. Zarrouk, R. Zhou (18/03/2025).

- Construction of the Damped Lyα Absorber Catalog for DESI DR2 Lyα BAO. A. Brodzeller, M. Wolfson, D. M. Santos, M. Ho, T. Tan, M. M. Pieri, A. Cuceu, M. Abdul Karim, J. Aguilar, S. Ahlen, A. Anand, U. Andrade, E. Armengaud, A. Aviles, S. Bailey, A. Bault, D. Bianchi, D. Brooks, R. Canning, L. Casas, M. Charles, E. Chaussidon, J. Chaves-Montero, D. Chebat, T. Claybaugh, K. S. Dawson, R. de Belsunce, A. de la Macorra, A. de Mattia, Arjun Dey, Biprateep Dey, P. Doel, W. Elbers, S. Ferraro, A. Font-Ribera, J. E. Forero-Romero, C. Garcia-Quintero, L. H. Garrison, E. Gaztañaga, S. Gontcho A Gontcho, A. X. Gonzalez-Morales, D. Green, G. Gutierrez, J. Guy, C. Hahn, M. Herbold, H. K. Herrera-Alcantar, K. Honscheid, C. Howlett, D. Huterer, M. Ishak, S. Juneau, R. Kehoe, T. Kisner, A. Kremin, O. Lahav, C. Lamman, M. Landriau, J.M. Le Goff, L. Le Guillou, A. Leauthaud, M. E. Levi, Q. Li, M. Manera, P. Martini, A. Meisner, J. Mena-Fernandez, R. Miquel, J. Moustakas, A. Muñoz-Gutiérrez, A. D. Myers, S. Nadathur, L. Napolitano, H. E. Noriega, E. Paillas, N. Palanque-Delabrouille, W. J. Percival, C. Poppett, F. Prada, I. Pérez-Ràfols, C. Ramírez-Pérez, C. Ravoux, J. Rohlf, G. Rossi, E. Sanchez, D. Schlegel, M. Schubnell, F. Sinigaglia, D. Sprayberry, G. Tarlé, P. Taylor, W. Turner, M. Walther, B. A. Weaver, C. Yèche, R. Zhou, H. Zou, S. Zou. (18/03/2025).

- Extended Dark Energy analysis using DESI DR2 BAO measurements. DESI Collaboration (18/03/2025).

- Constraints on Neutrino Physics from DESI DR2 BAO and DR1 Full Shape. W. Elbers, A. Aviles, H. E. Noriega, D. Chebat, A. Menegas, C. S. Frenk, C. Garcia-Quintero, D. Gonzalez, M. Ishak, O. Lahav, K. Naidoo, G. Niz, C. Yèche, M. Abdul Karim, S. Ahlen, O. Alves, U. Andrade, E. Armengaud, D. Bianchi, S. Brieden, A. Brodzeller, D. Brooks, E. Burtin, R. Calderon, R. Canning, A. Carnero Rosell, L. Casas, F. J. Castander, M. Charles, E. Chaussidon, J. Chaves-Montero, T. Claybaugh, S. Cole, A. Cuceu, K. S. Dawson, A. de la Macorra, A. de Mattia, N. Deiosso, A. Dey, B. Dey, Z. Ding, P. Doel, D. J. Eisenstein, S. Ferraro, A. Font-Ribera, J. E. Forero-Romero, L. H. Garrison, E. Gaztañaga, H. Gil-Marín, A. X. Gonzalez-Morales, G. Gutierrez, S. He, M. Herbold, H. K. Herrera-Alcantar, C. Howlett, D. Huterer, R. Kehoe, D. Kirkby, T. Kisner, A. Kremin, C. Lamman, M. Landriau, L. Le Guillou, A. Leauthaud, M. E. Levi, Q. Li, K. Lodha, C. Magneville, M. Manera, W. L. Matthewson, A. Meisner, R. Miquel, J. Moustakas, S. Nadathur, J. A. Newman, E. Paillas, N. Palanque-Delabrouille, W. J. Percival, M. M. Pieri, F. Prada, I. Pérez-Ràfols, D. Rabinowitz, C. Ramírez-Pérez, M. Rashkovetskyi, C. Ravoux, H. Rivera, J. Rohlf, G. Rossi, V. Ruhlmann-Kleider, L. Samushia, E. Sanchez, D. Schlegel, M. Schubnell, F. Sinigaglia, D. Sprayberry, T. Tan, G. Tarlé, P. Taylor, W. Turner, M. Vargas-Magaña et al. (18/03/2025)

- L’espectroscòpia de l’energia fosca i la cartografia del nostre univers (11/2024).

(148780) Altjira (2001 UQ18), un planeta triple més enllà de Neptú

Astronomia: Una fracció gens menyspreable dels objectes trans-neptunians del Sistema Solar són planetes binaris. Fins i tot en un cas, (47171) Lempo, tenim un sistema integrat per tres planetes de massa similar. Maia A. Nelsen és la primera autora d’un article publicat ahir a The Planetary Science Journal en el que proposen que Altjira, fins ara reconegut com un planeta doble, és en realitat un sistema triple jeràrquic. Això és remarcable, ja que la recerca amb telescopis d’alta resolució sobre centenars d’objectes transneptunians fins ara tan sols havia evidenciat Lempo com a planeta trinari. Val a dir que models de formació de planetesimals com el de col·lapse gravitacional posterior a inestabilitat de corrent fan pensar que sistemes triples jeràrquics no haurien d’ésser una raresa. Nelsen et al. creuen que en aquesta recerca cal anar més enllà del model orbital kleperià que assum masses puntuals, bo i contemplant òrbites no-kleperianes amb major varietat de formes i rotacions. La modelització dinàmica no-kepleriana aplicada al cas dels dos components observats de (148780) Altjira (2001 UQ18) indicaria que un d’aquests dos components és al seu torn un planeta binari. Nelsen et al. basen l’anàlisi en 17 anys d’observacions a través del Telescopi Espacial Hubble. Han ideat el codi nPSF per extraure informació astromètrica d’imatges individuals. L’anàlisi no-kleperiana indica que el component principal d’Altjira s’apartaria de la forma esfèrica, cosa explicable si es tracta d’un objecte binari. Segons els seus càlculs observacions fetes en els propers cinc anys podrien ajudar a confirmar aquesta configuració.

En aquesta imatge del 2006 del Telescopi Espacial Hubble podem apreciar que el cubewano 148780 Altjira (2001 UQ18) és un planeta doble. Nelsen et al. proposen ara que en realitat és un sistema triple jeràrquic ja que l’objecte principal seria al seu torn un planeta binari.

Objectes transneptunians i formació de planetesimals

Les propietats orbitals dels objectes binaris transneptunians ofereixen una possibilitat de posar a prova la hipòtesi de la inestabilitat de corrent sobre la formació de planetesimals. El col·lapse gravitacional posterior a la inestabilitat de corrent es traduiria en propietats de les òrbites dels objectes transneptunians binaris com l’orientació, la separació o la relació entre masses.

Els objectes transneptunians binaris són especialment prevalents en la porció ‘clàssica freda’ del Cinyell de Kuiper. En aquesta regió les inclinacions heliocèntriques són molt baixes. Hom pensa que els objectes d’aquesta zona es formaren in situ en els primers temps del Sistema Solar.

El procés de col·lapse gravitacional posterior a la inestabilitat de flux es manifesta dinàmicament en l’evolució i el flux del moment angular. Això donaria lloc a binaris amb components de masses relativament iguals. El col·lapse de núvols de còdols del sistema solar exterior pot formar, no obstant, components múltiples. Així, es generen objectes binaris dels quals un component al seu torn també és binari. Cal distingir en aquests sistemes triples les situacions on hi ha un binari exterior i aquelles on el binari és interior. Les configuracions de triple jeràrquic i de quàdruple jeràrquic serien un punt final relativament estable des del punt de mira dinàmic, una mica en analogia amb els sistemes estel·lars múltiples.

Ara bé, com hem dit, fins ara tan sols s’ha observat un exemple de configuració triple jeràrquica o trinaria en tot el Sistema Solar: (47171) Lempo.

Si l’objecte interior d’un sistema binari s’aparta de la forma esfèrica o és en realitat ell mateix un sistema binari, això es pot manifestar en efectes no-keplerians sobre el component exterior.

En el 2023 el Telescopi Espacial Hubble observà en el marc del Programa 17206 el planeta Altjira, aconseguint-ne dues mesures astromètriques més precises. També hi ha una observació d’aquest planeta per part del telescopi superficial Keck del 5 de gener del 2020.

Triples jeràrquics en el Sistema Solar

Podem definir un objecte trinari com aquell integrat per tres cossos de massa semblant que interactuen gravitacionalment. Aquesta configuració tan sols és estable a llarg termini si es tracta d’un sistema triple jeràrquic, és a dir format per un sistema binari interior i un tercer objecte que l’orbita exteriorment.

Quan els tres objectes són de masses molt diferents, el sistema triple pot adoptar altres configuracions estables. És el que passa amb el planeta Haumea i els seus dos satèl·lits.

Entre tots els objectes coneguts del Sistema Solar l’únic exemple ben caracteritzat de triple jeràrquic és (47171) Lempo. Inicialment Lempo era considerat un objecte binari. En el 2010, el Telescopi Espacial Hubble mostrà que era un sistema triple. Lempo consta de dos objectes interiors de 250 km de diàmetre que orbiten a voltant d’un centre de massa comú amb una separació de 850 km; el tercer objecte, de 125 km de diàmetre, té una òrbita amb un eix semimajor de 7600 km.

El planeta Altjira és considerat un objecte transneptunià clàssic no-resonant. Orbita en la regió on se superposen les poblacions clàssiques fredes i calentes. La inclinació orbital heliocèntrica d’Altjira és de 5,4 graus. Altjira és reconegut com un sistema binari relativament ample, ja que l’eix semimajor és del 2% del radi de Hill.

El segon component d’Altjira es troba catalogat com el satèl·lit S/2007 (148780) 1. Ara bé, la massa d’aquest component no és gaire menor de la del primer. El període orbital de S/2007 (148780) 1 és de 139,5 dies; l’eix semimajor és de 9904 km; l’òrbita és excèntrica i té una inclinació de 35°. La massa global de tot el sistema és de 3,95·10¹⁸ kg. La magnitud absoluta de tot el sistema és de H ≃ 6. Els objectes farien, respectivament, 246 i 221 km de diàmetre, tindrien una densitat 0,30 vegades la de l’aigua i un albedo de 0,04.

Pels volts del 2028 des de la Terra hom podrà observar ocultacions mútues entre els dos components d’Altjira.

La configuració triple d’Altjira

Nelsen et al. recorren a un model de moviment no-keplerià de masses no-puntuals per explicar els canvis observats en la lluminositat d’Altjira. S’entén que un model no-keplerià adopta el model keplerià com a subconjunt.

El model de Nelsen et al. confirmaria que en el 2028 podran observar-se des de la Terra eclipsis i ocultacions entre els dos components principals d’Altjira. Cap dels dos components és esfèric. En el seguiment del planeta cal recorda que Altjira es troba a 45 unitats astronòmiques de la Terra, la qual cosa fa que els seus components tinguin un radi aparent de 3-4 mil·lisegons d’arc.

Segons Nelsen et al., Altjira seria un triple jeràrquic semblant a Lempo, encara que en el cas d’Altjira les separacions entre el binari exterior i el binari interior són més acusades. La major del moment angulat d’Altjira es trobaria en el binari exterior.

Altjira podria haver-se format com a sistema ternari amb un col·lapse posterior a la inestabilitat de corrent. Però també hi ha la possibilitat que s’hagi format secundàriament per un encontre entre dos objectes binaris.

Lligams:

- Beyond Point Masses. IV. Trans-Neptunian Object Altjira Is Likely a Hierarchical Triple Discovered through Non-Keplerian Motion. Maia A Nelsen, Darin Ragozzine, Benjamin C. N. Proudfoot, William G. Giforos, Will Grundy. Planet. Sci. J. 6: 53 (2025)

La primera aigua de l’univers

Cosmologia: Daniel J. Whalen, Muhammad A. Latif i Colin Jessop presenten en un article publicat ahir a Nature Astronomy simulacions numèriques sobre la generació d’aigua en l’univers primigeni. La molècula d’aigua és H₂O, i per tant per entendre la hidrogènesi cal entendre primer la generació dels seus elements, l’hidrogen i l’oxigen. El nucli d’hidrogen majoritari consta d’un sol protó, i la immensa majoria de l’hidrogen de l’univers es forma en la primera nucleosíntesi. El nucli d’oxigen majoritari, amb vuit protons i vuit neutrons, no es devia formar fins que aparegueren el que Whalen et al. consideren com els primers motors nucleosintètics de l’univers, les supernoves primordials. Si en el 1944, Walter Baade classificava els estels de la Via Làctia en dues poblacions, una població I amb una composició elemental semblant a la del nostre Sol i una població II amb una composició elemental molt menys pobre en metalls (ço és, qualsevol element més pesant que l’heli, el nucli majoritari del qual té dos protons i dos neutrons), més endavant quedà clar que els estels de la població II eren més antics que la població I. La població I té una major metal·licitat perquè es forma a partir de materials que han estat alimentats per la nucleosíntesi generada per la població II. En el 1965 Neville J. Woolf postulava l’existència d’una població III, ara ja extingida, que tindria una menor metal·licitat que la població II. Les supernoves de la població III serien, doncs, els primers indrets de l’univers on es forjaren els elements pesants com l’oxigen. Whalen et al. dedueixen de la seva simulació que les primeres molècules d’aigua es formaren en els processos de supernova per col·lapse de nucli i inestabilitat de parella d’estels de la població III, en objectes que l’expansió de l’univers ens faria veure actualment amb uns desplaçaments al vermell de z ≈ 20, corresponent a una època entre 100 i 200 milions d’anys després del Big Bang (nosaltres ens situem a 13.500 milions d’anys d’aquella època). Els principals llocs de producció d’aigua es trobarien en romanents d’aquestes supernoves, concretament en nuclis de núvols moleculars densos. En alguns casos la fracció d’aigua en termes de massa d’aquests núvols moleculars quedarien tan sols uns pocs factors per sota de la que trobem en el nostres Sistema Solar. Whalen et al. recorden que aquests nuclis densos comptarien amb una fracció de pols que els faria probables candidats a la formació de discos protoplanetaris. Així doncs cal pensar que l’aigua era un constituent clau de les primeres galàxies.

Whalen et al. han simulat la fracció d’aigua present en halos primordials de supernoves

Una simulació de les supernoves de la població III

Whalen et al. han modelat les explosions de supernoves de la població III. Hi consideren dos casos concrets, estels de 13 masses solars i estels de 200 masses solars.

Per a la formació d’un estel de 13 masses solars de la població III cal que l’halo cosmològic del qual procedeix creixi fins a 1,1 milions de masses solars en una època de l’univers corresponent a z = 22,2. Aquest estel funciona a base de la fusió d’hidrogen durant un període de 12,2 milions d’anys, al cap dels quals explota com una supernova de col·lapse de nucli (CC), amb una energia de 10⁵⁸ J. En aquesta explosió s’ejecta l’equivalent a 0,784 masses solars d’elements pesants (‘metalls’), del qual 0,051 masses solars són d’oxigen.

Per a la formació d’un estel de població III de 200 masses solars cal que l’halo creixi fins a 22 milions de masses solars, i que ho faci en un període posterior de l’univers, equivalent a una z = 17,8. Com més massiu és un estel més ràpidament conclou la fase de fusió. Un estel de població III de 200 masses solars dura en aquesta fase tan sols 2,6 milions d’anys, i explota com una supernova d’inestabilitat de parella (PI). L’energia de l’explosió és de 2,8·10⁵⁹ J. L’ejecció d’elements pesants puja a 113 masses solars, de les quals 55 masses solars són d’oxigen.

Tant en supernoves CC com PI, el flux de radiació ultraviolada ionitzant crea regions H II anisotròpiques, és a dir núvols d’hidrogen atòmic parcialment ionitzat. En el cas simulat d’una supernova CC, el radi final d’aquesta regió puja a 150 parsecs. En el cas de la supernova PI la regió arriba a 500 parsecs.

Les explosions simulades quedarien atrapades en les regions H II sense que la ionització anés més enllà de l’halo originari de l’estel. Les densitats internes serien de l’ordre 1 partícula per cm³.

Després de l’explosió hi ha un refredament de les regions H II que supera la velocitat de recombinació, la qual cosa condueix a una ràpida formació d’hidrogen molecular (hidrogen diatòmic o H₂). El refredament segueix a les onades de xoc de la supernova, de primer mediat per una emissió de bremsstrahlung i després de per l’excitació col·lisional i la ionització de H i He.

El romanent de H II de la supernova CC es manifesta en un gas a 2000 K, mentre que el de la supernova PI arriba a 10.000 K. La fracció ejectada de la supernova CC té una temperatura de 10.000 K i un radi de 50 parsecs, mentre que la de la supernova PI arriba a 100.000 K i a 100 parsecs. Els romanents de supernoves queden durant llarg temps atrapats en les regions H II que han contribuït a crear.

La síntesi d’aigua

A mesura que les supernoves s’expandeixen també es refreden. L’oxigen ejectat reacciona amb l’H i l’H₂ de l’halo per formar-hi aigua (H₂O). En aquest procés és rellevant també l’H₂ format en grans de pols.

En el cas de la supernova CC simulada, el vapor d’aigua difús arriba a suposar una fracció de massa de 10^-14-10^-12. Aquesta fracció és superior en la supernova PI, i arriba a 10^-12-10^-10.

Certament, doncs, la hidrogènesi en les supernoves de població III és ben limitada en termes de massa, i tan sols creix lentament amb el temps. Això es deu a la baixa densitat dels romanents de supernova, que provoca que les reaccions de formació d’aigua tinguin una taxa baixa. Per exemple, en la supernova simulada CC en els primers 20 milions d’anys posteriors a l’explosió la massa d’aigua passa de 10^-8 masses solars a 10^-7 masses solars. Això sembla poc, però ja és força més que tota l’aigua dels oceans de la Terra.

En la supernova simulada PI, la massa d’aigua en els primers 2-3 milions d’anys posteriors a l’explosió passa de 1·10^-6 masses solars a 1,5·10^-6. Això ja és un valor equivalent a la massa de la Terra. La fracció d’aigua en termes de massa és més alta en la coberta densa de gas agranada i enriquida químicament pel xoc d’expansió: com major és la densitat més elevada és la taxa de formació d’aigua.

En la supernova PI, 3 milions d’anys de l’explosió la massa d’aigua ja ha pujat a 10^-3 masses solars (l’equivalent a la massa de Júpiter).

En la supernova CC, a 30-90 milions d’anys de l’explosió la massa d’aigua arriba a 10^-6 masses solars.

En aquesta fase l’aigua es troba gairebé completament dins del nucli d’un núvol dens. Aquest nucli és el que quedà més contaminat amb els elements pesants procedents de l’explosió de supernova, i que després quedà marcat per un col·lapse gravitatori fins a pujar de densitat. A partir d’un llindar de densitat la taxa de formació d’aigua es dispara abruptament. La hidrogènesi es concentra en els nuclis auto-gravitadors del material ejectat, i és molt minsa en canvi en el gas difús de l’halo.

En el cas de la supernova CC la formació del nucli remunta al període anterior a la formació del propi estel. En la simulació hi ha una fusió de dos halos en un període corresponent a z = 26,4, en el decurs de la qual es formen diversos agregats de gas. Un d’aquests agregats queda a 30 parsecs del protoestel, resisteix el procés de fotoevaporació i al cap de 20 milions d’anys col·lideix amb el material ejectat per l’explosió de la supernova. En el moment previ a la col·lisió la velocitat de turbulència de l’agregat ja era de 700 m/s, i després es dispara molt més. Aquestes velocitat permeten una barreja de materials i que s’hi arriba a una metal·licitat corresponen a 10^-4 de la que tenim en el Sol. Al cap de 90 milions d’anys de l’explosió, el material col·lapsa en un radi de 0,1 parsecs, amb una concentració de massa de 1,627 masses solars, de manera que la densitat central arriba a 2,4·10⁸ àtoms per cm³: la massa total d’aigua és de 10^-5 masses solars (equivalent a la massa d’Urà).

El nucli de la supernova PI és creat per l’explosió. La bombolla calenta enriqueix ràpidament el gas que l’envolta fent que la metal·licitat arribi a nivells superiors al del nostre propi Sol. Les inestabilitats dinàmiques de la bombolla en expansió faran que la metal·licitat davalli a 0,04 respecte del Sol. L’agregat col·lapsa a un radi de 0,01 parsecs (=2000 UA) i assoleix una massa de 35 masses solars, amb una densitat central de 6.0 × 10¹⁴ cm⁻³ i una massa total d’aigua de 9·10^-3 masses solars al cap de 3 milions d’anys de l’explosió.

L’aigua en l’univers primigeni

Els nuclis de núvols enriquits amb els elements pesants generats per les supernoves de la població III haurien estat, doncs, els principals llocs de formació d’aigua en molts halos primitius. Aquests nuclis haurien estat afavorits per grans fusions o explosions en regions H II atrapades.

En la simulació Whalen et al. han considerat una única supernova en l’halo. No obstant, també pot ser el cas que en un mateix halo se succeeixen diverses supernoves. Malgrat que això pot tenir un impacte disruptiu sobre els nuclis d’alguns núvols, l’efecte global seria la creació de més llocs de formació i concentració d’aigua.

Actualment, l’aigua més antiga de l’univers observada des de la Terra es troba a z = 6,9 i consisteix en la detecció de les línies de transició de 752 GHz (p-H₂O(2_1,1 → 2_0,2)) i 1153 GHz (p-H₂O(3_1,2 → 2_1,2)) per part del projecte ALMA (Atacama Large Millimeter Array).

Whalen et al. consideren que per a l’estudi de màsers individuals a z ≈ 20 potser no n’hi hauria prou amb projectes actuals com Square Kilometer Array o Next Generation Very Large Array. En la propera dècada, però, potser alguns d’aquests observatoris tindrien la capacitat de captar una línia còsmica a z ≈ 20 corresponent a l’agregat de màsers situats a aquest desplaçament vermell.

Durant molt de temps hem assumit que en els estels de població III no hi podien haver planetes. No obstant simulacions recents suggereixen que poden formar-se discos protoplanetaris a metal·licitats de 10^-4 del nostre Sol, i que allà s’hi podrien formar fins i tot planetes de la massa de Júpiter.

Whalen et al. recorden, amb tot, que els estels de població III de z ≈ 15–20 són relativament escassos. Potser un reflex d’aquesta formació de planetes es manifestaria en la detecció d’exoplanetes en estels de la Via Làctia de molt baixa metal·licitat. En planetes formats en núvols com els simulats, l’aigua podria ser relativament abundant. Un tema obert és el destí d’aquesta aigua primordial al llarg del temps, i per això Whalen et al. proposen estudiar els factors de fotodissociació o altres processos químics de destrucció de l’aigua, alhora que els factors de protecció de l’aigua deguts a la fracció de pols.

Lligams:

- Abundant water from primordial supernovae at cosmic dawn. D. J. Whalen, M. A. Latif & C. Jessop. Nature Astronomy (2025).

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).