diumenge, 11 de juliol de 2021

Els riscos de la cinquena onada de covid-19

Salut pública: En una lletra a The Lancet, Deepti Gurdasani et al. alerten contra la idea que, una vegada immunitzada la població de més risc amb vaccins, la infecció massiva sigui una opció en la gestió de la pandèmia. L’article fa referència a la situació actual de “tercera onada” que es viu al Regne Unit que prepara el 19 de juliol el final de totes les restriccions.

El debat té les seves dificultats. Les restriccions que s’han imposat fins ara han navegat entre la contenció dels contagis i el manteniment d’activitats considerades més o menys essencials. Per això les restriccions s’han concentrat més en el món de l’oci que en el del treball. Alhora, la combinació de recomanacions i restriccions ha estat complexa, ja que les segones requereixen d’uns sistemes de vigilància o de coerció perquè siguin efectives.

Davant de l’actual onada de covid-19, hom ha assenyalat que el programa de vaccinació focalitzat en la gent gran ha trencat el vincle entre la infecció i la mortalitat. La forta mortalitat associada a la primera onada de covid-19 fa que les xifres actuals de mortalitat semblin més o menys acceptables. D’altra banda, el programa de vaccinació no sols protegeix de la mort de la covid-19, sinó que també redueix el percentatge de casos que requereixen ingressos hospitalaris (especialment, en UCIs).

En l’estratègia de la infecció massiva hi ha la idea que la immunitat de grup es pot assolir amb la combinació de l’extensió del programa de vaccinació i les infeccions massives de gent jove. Els experts recorden que la immunització més elevada es troba en aquelles persones que han combinat infecció natural i una dosi de vaccí d’ARNm.

Les xifres d’aquesta setmana a Catalunya indiquen un augment diari de més d’un punt percentual de la població que ha rebut la pauta completa de vaccinació. Per contra, en l’àrea metropolitana de Barcelona, el percentatge de població amb infecció activa deu rondar l’1%. Fins i tot en mig de la cinquena onada, doncs, la vaccinació és molt més efectiva com a immunitzadora que la transmissió natural.

Cal no oblidar que la infecció natural per SARS-CoV-2 entranya un risc de malaltia aguda i de complicacions de llarg termini molt més elevada que la vaccinació. “Només l’1% de les infeccions cursen de manera grau” és una frase que té poc sentit: un 1% de 100.000 persones és una xifra deu vegades superior a un 1% de 10.000 persones.

Gurdasani et al. citen cinc raons contra l’estratègia d’infecció massiva:
- la transmissió descontrolada a hores d’ara se centra en la població jove (nens, adolescents i joves) que no ha estat vaccinada. La taxa d’atac real del SARS-CoV-2 podria voltar el 20%, però no seria gaire superior, de manera que el SARS-CoV-2 compta encara amb una població susceptible descomunal (uns 17 milions al Regne Unit, per exemple). La variant delta de SARS-CoV-2 sembla més transmissible que els anteriors però conserva la patogenicitat, de manera que si se la deixa atacar a tota la població susceptible, en resultarien al Regne Unit centenars de milers de persones amb malaltia i discapacitat de llarg termini a una edat ben jove: l’impacte perduraria durant dècades.
- una alta transmissió en escoles i altres espais infantils comportarà més disrupció educativa. Sobre aquest punt Gurdasani et al. són clars: no és pas l’aïllament de positius i contactes la que provoca la disrupció educativa sinó la transmissió del virus. Al capdavall, la imperfecció del sistema de detecció fa que la majoria de casos infantils de covid-19 no siguin detectats ni isolats. La infecció massiva en escoles afectaria als infants més vulnerables per raons clíniques i socials. Una infecció massiva estival genera un reservori d’infecció que facilitarà una nova onada de tardor amb la represa d’escoles i d’universitats a partir de setembre.
- una infecció massiva és el terreny propici per a l’aparició de variants que siguin resistents als vaccins. Entre l’aparició d’una variant així i la consecució de nivells suficients d’immunització amb nous vaccins passarien mesos que reproduirien les primeres onades de covid-19.
- l’actual onada ja es deixa notar amb força en l’atenció primària, amb impacte en els serveis de salut i el personal sanitari. A Catalunya, la cinquena onada es notà primer en els positius detectats, després en l’atenció primària, seguidament en hospitals i ara, incipientment, en les UCIs.
- la covid-19 impacta especialment les comunitats més vulnerables i marginalitzades, de manera que cada nova onada aprofundeix les desigualtats prèvies.

Quines mesures defensen Gurdasani et al.? D’una banda, les mesures de salut pública recomanades per l’OMS, de distància interpersonal, higiene de mans i ventilació, així com l’ús de mascaretes en espais tancats compartits. De l’altra, un bon sistema de tests i de traçabilitat de contactes, que també passa per donar suport i no pas abandonar a les persones que han de fer quarantenes. El programa de vaccinació hauria d’incloure adolescents i joves. Mentrestant, espais compartits com les escoles haurien de comptar amb monitors de CO2, dispositius de filtració de l’aire i una reducció efectiva de la mida de les classes.

dissabte, 10 de juliol de 2021

La remodelació del Govern Pedro Sánchez

Ahir Pedro Sánchez anunciava una remodelació del Govern d’Espanya. Vuit membres del Govern l’abandonaven, i vuit nous membres els substituïen. Les vicepresidències eren reduïdes de quatre a tres. Canviaven de mans algunes carteres més, i es desplaçava Funció Pública cap a la cartera d’Hisenda. Tots els canvis afectaven a carteres ocupades a proposta del PSOE, i cap ni una a les carteres ocupades a proposta d’Unidas Podemos, el soci de coalició. Així doncs, la remodelació té també una lectura interna de partit.

Així quedarà, doncs, el Govern d’Espanya a partir de dilluns dia 12:
- President: Pedro Sánchez (*Madrid, 29.2.1972).
- Vicepresidenta primera i ministra d’Afers Econòmics i Transformació Digital: Nadia Calviño (*A Coruña, 3.10.1968).
- Vicepresidenta segona i ministra de Treball i Economia Social: Yolanda Díaz (*Fene, 6.5.1971).
- Vicepresidenta tercera i ministra de Transició Ecològica i Repte Demogràfic: Teresa Ribera (*Madrid, 19.5.1969).
- Ministre de la Presidència: Félix Bolaños (*Madrid, 17.12.1975).
- Ministre d’Afers Exteriors, Unió Europea i Cooperació: José Manuel Albares (*Madrid, 1972).
- Ministra de Justícia: Pilar Llop (*Madrid, 3.8.1973).
- Ministra d’Hisenda: María Jesús Montero (*Sevilla, 4.2.1966).
- Ministre d’Interior: Fernando Grande-Marlaska (*Bilbo, 26.7.1962).
- Ministra de Transports, Mobilitat i Agenda Urbana: Raquel Sánchez (*Gavà, 18.11.1975).
- Ministra d’Educació i Formació Professional: Pilar Alegría (*Zaragoza, 1.11.1977).
- Ministra d’Indústria, Comerç i Turisme: Reyes Maroto (*Medina del Campo, 19.12.1973).
- Ministre d’Agricultura, Pesca i Alimentació: Luis Planas (*València, 20.11.1952).
- Ministra de Política Territorial i Funció Pública: Isabel Rodríguez (*Abenójar, 5.6.1981).
- Ministre de Cultura i Esports: Miquel Iceta (*Barcelona, 17.8.1960).
- Ministra de Sanitari: Carolina Darias (*Las Palmas, 25.11.1965).
- Ministra de Drets Socials i Agenda 2030: Ione Belarra (*Pamplona, 25.9.1987).
- Ministra de Ciència i Innovació: Diana Morant (*Gandia, 25.6.1980).
- Ministra d’Igualtat: Irene Montero (*Madrid, 13.2.1988).
- Ministre de Consum: Alberto Garzón (*Logroño, 9.10.1985).
- Ministre d’Inclusió, Seguretat Social i Migracions: José Luis Escrivá (*Albacete, 5.12.1960).
- Ministre d’Universitats: Manuel Castells (*Hellín, 9.2.1942).

dissabte, 3 de juliol de 2021

ZTF J190132.9+145808.7, un estel nan blanc de la mida de la Lluna

Astronomia: L’astrofísica Ilaria Caiazzo és la primera autora d’un article publicat aquesta setmana a la revista Nature sobre l’estel ZTF J190132.9+145808.7. L’objecte, identificat en el marc de la Zwicky Transient Facility, és un estel nan blanc altament magnetitzat (600-900 megagauss) i de ràpida rotació (període de 6,94 minuts). L’estel fregaria l’extrem de massa d’un nan blanc (1,4 masses solars) i ho faria encabit en un cos de radi entre 1910 i 2300 km.

Nans blancs com ZTF J190132.9+145808.7 són el producte de la fusió d’un sistema binari

Els nans blancs en l’evolució estel·lar

El grup de recerca de Maayane T. Soumagnac es dedica a l’estudi astrofísic de processos astronòmics transitoris. Instruments com la Zwicky Transient Facility (ZTF) ajuden a la identificació d’aquests autèntics cataclismes còsmics. En el seu article a Nature, Caiazzo et al. examinen ZTF J190132.9+145808.7, un cas extrem de nan blanc.

Els nans blancs són el producte de l’evolució d’estels de masses inferiors a 1,6·1031 kg (= 8 masses solars), i en aquest sentir són comptats entre els romanents estel·lars o estels degenerats. Com que, sovint, els estels es formen en sistemes binaris, la majoria de nans blancs pertanyen a sistemes binaris. Sírius és un exemple de sistema binari entre un estel de seqüència principal (Sírius A) i un nan blanc (Sírius B): eventualment quan, Sírius A, esdevingui un nan blanc, el sistema serà un binari de nans blancs. La distància entre Sírius A i Sírius B oscil·la entre 8 i 32 unitats astronòmiques, però en casos on les òrbites entre els dos components el sistema binari són més tancades, les pèrdues d’energia de la radiació d’ones gravitacionals poden comportar una caiguda addicional de l’òrbita fins a arribar al contacte i a la fusió. De fet, una supernova de tipus Ia és el resultat d’un contacte entre els dos components del sistema binari, un dels quals és un nan blanc. El producte final del contacte i fusió pot ésser un nan blanc massiu, en el sentit d’aplegar les masses dels dos estels progenitors. A més de massiu, el nan blanc resultant presentarà una magnetització elevada degut a la forta dinamo magnètica sorgida arran de la fusió. La conservació del moment angular orbital també comportarà que l’objecte presenti un curt període de rotació.

ZTF J190132.9+145808.7: un nan blanc extrem

L’objecte catalogat ZTF J190132.9+145808.7 és un exemple extrem d’aquest procés de fusió. Segons les observacions de Caiazzo et al. presenta un període orbital de 416 segons. El seu camp magnètic varia, en la superfície estel·lar, entre els 600 i els 900 megagauss. El radi estel·lar és estimat en 2140 km (1910-2300 km), no gaire més que el radi de la nostra Lluna (1737 km). Un radi tan petit és el producte d’un col·lapse gravitatori només explicable pel fet que el nan blanc s’acosta a l’anomenat límit de Chandrasekhar, d’uns 2,8·1030 kg. Si depassés aquest límit, la pressió de degeneració electrònica no podria resistir un col·lapse gravitacional addicional que duria el nan blanc a transformar-se a estel de neutrons.

En l’interior del nucli del nan blanc les altes densitats alimenten processos d’Urca (la captura electrònica sobre sodi condueix a emissions de neutrinos), que contribueixen a refredar la superfície estel·lar.

Lligams:

- A highly magnetized and rapidly rotating white dwarf as small as the Moon. Ilaria Caiazzo, Kevin B. Burdge, James Fuller, Jeremy Heyl, S. R. Kulkarni, Thomas A. Prince, Harvey B. Richer, Josiah Schwab, Igor Andreoni, Eric C. Bellm, Andrew Drake, Dmitry A. Duev, Matthew J. Graham, George Helou, Ashish A. Mahabal, Frank J. Masci, Roger Smith & Maayane T. Soumagnac. Nature 595: 39-42 (2021)

diumenge, 27 de juny de 2021

El crani de Harbin com a tipus d‘Homo longi’, espècie del Pleistocè Mitjà Tardà de l’Àsia Oriental

Paleoantropologia: Quines poblacions humanes habitaven l’Àsia Oriental en el Pleistocè Mitjà abans que Homo sapiens (l’home anatòmicament modern) esdevingués l’única espècie supervivent és quelcom que de mica en mica es va esclarint. Cranis com el Dali, Jinniushan, Hualongdong i Harbin serien representatius d’un llinatge distint a Homo sapiens, però més proper filogenèticament aquest que no pas a llinatges arcaics com Homo neanderthalensis. En un article a la revista The Innovation del grup Cell, Qiang Ji et al. proposen emprar el crani de Harbin per classificar aquest grup en una nova espècie, Homo longi Ji & Ni. Aquesta espècie mostra, en relació a H. sapiens una combinació en mosaic de trets plesiomòrfics i apomòrfics. L’epítet específic de ‘longi’ prové de Long Jiang, el riu drac, regió a la qual pertany Harbin. L’holotip de l’espècie, el crani de Harbin HBSM2018-000018(A), arribà a la Universitat GEO de Hebei (HGU) el 2018, i és dipositat al Museu de Geociències de la HGU, a Shijiazhuang. Aquest crani es correspondria a la part superior de la formació de l’Alt Huangshan (datable en 138-309 mil anys), en una localitat propera al pont de Dongjiang, al terme municipal de Harbin. A través del mètode de sèries d’urani se li ha estimat una edat mínima de 148 ± 2 mil·lennis.

El crani de Harbin HBSM2018-000018(A)

Els caràcters diagnòstics d’Homo longi

La descripció és signada per Qiang Ji i Xijun Ni, i són coautors de l’article Wensheng Wu, Yannan Ji i Qiang Li.

Homo longi és un hominin extinct de mida massiva i amb una longitud cranial màxima, una longitud nasio-occipital i una amplada de torus supraorbital molt grans. La volta cranial és llarga i baixa, amb recés frontal i un contorn parietal uniformement corbat. El contorn occipital és arrodonit. No hi ha quilla sagital. El rostre superior és extremadament ample, amb unes òrbites oculars grans i gairebé quadrades. L’atura facial és baixa en relació a l’amplada superior. L’os de la galta és pla i baixa, amb unes fosses canines someres. No hi ha inflació maxil·lar. L’obertura nasal és ampla a la part inferior i gairebé triangular. Les parets laterals cranials són gairebé paral·leles, sense expansió lateral en la prominència parietal. L’angle de les bosses dels incisius suggereixen un prognatisme alveolar.

Així doncs, el crani de Harbin, comparat amb els humans arcaics (H. erectus, H. naledi, H. floresiensis, H. heidelbergensis/H. rhodesiensis), és de mida força gran, amb una capacitat endocranial de 1420 mL, que el situen en el rang de l’home anatòmicament modern (H. sapiens) i dels neandertals.

Comparat amb H. sapiens, el crani de Harbin manca de globularitat en la caixa cerebral, que és relativament llarga i baixa. Hi manquen les bosses parietals. El torus supraorbital és proporcionalment molt més gran. Entre les similituds amb l’home modern, el crani de Harbin té una altura facial força baixa, una regió zigomaxil·lar plana i un prognatisme general reduït.

El mosaicisme de trets arcaics i moderns, amb predomini dels segons, en el crani de Harbin, recorda al mosaicisme que hom troba en cranis africans (Jebel Irhoud 1, Eliye Springs) de l’anomenada fase inicial o antecedent a l’home anatòmicament modern.

En comparació amb els neandertals, el crani de Harbin comparteix un torus supraorbital massiu i corbat, amb un fort gruix lateral. La constricció postorbital és fins i tot proporcionalment més profunda que les dels neandertals. L’angle zigomaxil·lar deixa el crani de Harbin a mig camí entre H. neanderthalensis i H. sapiens.

La comparació de crani de Harbin amb el crani de Dali posa de manifest, d’entrada, la presència d’una quilla sagital en el segon. Les òrbites del crani de Harbin són proporcionalment més grans, mentre que les del crani de Dali són més arrodonides.

Respecte del crani de Harbin, el crani de Jinniushan té una capacitat cranial semblant (de 1390 mL) però és més gràcil en la regió maxil·lar, la regió orbital i la regió molar.

El crani de Hualongdong és d’un individu adolescent, amb més afinitat morfològica pel crani de Dali que pel crani de Harbin.

El crani de Xuchang té una capacitat craniana molt més gran que el de Harbin, i la caixa cerebral és més ampla i més baixa. És més gràcil en la regió ocular i mastoidal.

El crani parcial de Maba també és més gràcil que el de Harbin en la regió supraorbital, i amb un os nassal més projectat.

El lloc del crani de Harbin en l’arbre filogenètic humà

Com que ara domina el paradigma diferenciador entre l’home anatòmicament modern (H. sapiens) i els homes arcaics, resulta inevitable que espècimens com el crani de Harbin siguin descrits com una combinació o mosaic de trets arcaics (apomòrfics) i moderns (plesiomòrfics). Aquesta combinació, de tota manera, resulta clau per fer un diagnòstic diferenciat respecte d’espècies més ben conegudes (H. sapiens, H. erectus, H. neanderthalensis i H. heidelbergensis/rhodesiensis).

El crani de Dali ha estat matèria de controvèrsia de classificació i hom l’ha descrit com a subespècie moderna (Homo sapiens daliensis), com a subespècie arcaica (Homo heidelbergensis daliensis) i com a espècie (Homo daliensis). Ji et al. són més partidaris de mantindre l’espècie H. daliensis, i d’incloure-hi també el crani de Hualongdong.

Pel que fa a la mandíbula de Xiahe, Ji et al. pensen que caldria classificar-la dins de H. longi.

Lligams:

- Late Middle Pleistocene Harbin cranium represents a new Homo species. Qiang Ji, Wensheng Wu, Yannan Ji, Qiang Li, Xijun Ni. The Innovation (2021)

dissabte, 26 de juny de 2021

Com és que el nostre Sol no és un nan roig? David Kipping ens ofereix quatre respostes

Cosmosociologia: En l’entrada anterior fèiem referència a la “paradoxa de Fermi”. És a dir, com és que no coneixem cap altra civilització avançada que la del nostre planeta? Una possible resposta a la “paradoxa de Fermi” és la “hipòtesi de la Terra rara”, que assum que el nostre planeta ha estat especialment privilegiat, en part per la natura del nostre estel (“hipòtesi del Sol rar”), per la conformació del nostre sistema solar (“hipòtesi del Júpiter benefactor”), del nostre satèl·lit (“hipòtesi de la Lluna reguladora”) i de tota una altra sèrie de factors galàctics, estel·lars, planetaris, geològics i ecològics. En la fórmula de Drake, la “hipòtesi de la Terra rara” es tradueix en factors molt acostats a 0. Si ens fixem en la “hipòtesi del Sol rar” hem d’admetre un aspecte. El Sol és un estel de tipus espectral G2V, de manera que en el diagrama de Hertzsprung-Russell ocupa un lloc relativament central. Entre els estels de la seqüència principal, no obstant, la classe més nombrosa és, de llarg, la M: els nans vermells són els estels més abundants de l’univers. D’aquesta manera, hom ha formulat la “paradoxa de cel vermell”, en el sentit que el Sol no pertanyi a aquesta classe estel·lar. D’acord amb el principi copernicà expressat per Hermann Bondi en el 1952 hem d’assumir que ni la Terra, ni el Sistema Solar, ocupen un lloc d’observadors privilegiats en un univers que, a gran escala, és homogeni i isotròpic. Però com encaixa el principi copernicà amb un Sol que fa part d’una classe relativament minoritària d’estels? David Kipping ens ofereix quatre possibles respostes en un article publicat a la revista PNAS.

Diagrama de Hertzsprung-Russell de classificació dels estels segons la magnitud absoluta (eix y) i el tipus espectral (eix x). La línia V representa la seqüència principal, on es troben la major part dels estels de l’univers, concentrats a més en el cantó inferior dret del gràfic

Primera resposta: l’atzar

L’astrònom David Kipping és professor ajudant de la Columbia University i cap de Cool Worlds Lab. Conegut pels seus intents d’identificar satèl·lits d’exoplanetes gegants, en els darrers temps ha aplicat la probabilitat bayesiana a qüestions fonamentals de cosmobiologia i cosmosociologia (com vam comentar el mes de maig passat).

En el decurs de les darreres dècades ha esdevingut clar que els anomenats “nans vermells” o “nans roigs” són els estels més nombrosos de l’univers. És lògic que sigui així si pensem són els estels de menor temperatura superficial, els que tot just depassen el límit de massa necessari per tal que en el seu interior es produeixi la fusió de proti (1H). De manera relacionada són estels “de llarga vida”, en el sentit que durant molt i molt de temps poden sostindre, a baix ritme, aquesta fusió d’hidrogen. A més, en els darrers anys, la recerca exoplanetològica ha mostrat com una porció considerable de nans vermells disposen al seu voltant de sistemes planetaris, incloent-hi planetes rocallosos amb òrbites situades en la “zona temperada”. Missions com CARMENES s’adrecen específicament a la identificació d’“exoterres temperades” al voltant d’estels de tipus espectral M.

Val a dir, però, que dels estels més pregons del nostre cel, cap no és un “nan vermell”. Això té fàcil explicació: l’estel d’aquesta categoria més proper al nostre Sistema Solar, Proxima Centauri, situat a 4,2465 anys-llum té una magnitud aparent de +11,13, i no fou descobert fins el 1915. Però la “paradoxa del cel vermell” concretament fa referència al fet que el nostre planeta no orbiti precisament un “nan vermell”, un estel de tipus espectral M.

Per apreciar la “paradoxa del cel vermell” cal comptar en quina relació es troben els estels de tipus espectral central (F, G, K) respecte dels estels de tipus espectral M. Per cada estel de tipus F/G/K n’hi ha 5 estels de tipus M. A més, els estels de tipus M tenen una durada temporal en la seqüència principal 20 vegades superior a la dels estels de tipus F/G/K. Globalment, doncs, considerant freqüència i durada arribem a un valor de 1 a 100 (és a dir, que per cada milió d’anys d’estels de tipus F/G/K n’hi ha 100 milions d’anys de nans vermells de tipus M), la qual cosa entra en col·lisió amb el principi copernicà: formem part d’un sistema solar que té un estel de classe espectral rara.

Kipping contempla en el seu article (tramès del 30 de desembre del 2020 a PNAS, i acceptat el 19 d’abril) quatre possibles solucions a la “paradoxa del cel vermell”. La primera és la més senzilla, pensar que és qüestió d’atzar.

Si ens aturéssim en la qüestió de freqüències estel·lar, el tema de l’atzar no semblaria tan forçat: per cada estel de tipus solar n’hi ha cinc nans vermells. Però, com hem dit, aquesta proporció es dispara quan considerem que el Sol es troba en la seqüència principal durant vora 10.000 milions d’anys, mentre que un nan vermell pot durar en la seqüència principal 200.000 milions d’anys i, de fet, els nans vermells més petits (que són també els més abundants) poden resistir bilions d’anys abans de consumir la seva reserva d’hidrogen. Per acabar-ho d’adobar, la recerca exoplanetològica ens mostra que al voltant de nans vermells hi ha una abundància de planetes rocallosos, una fracció considerable d’ells situats en l’anomena “zona habitable circumstel·lar”. Dit d’una altra manera, la immensa majoria de planetes semblants a la Terra giren al voltant d’estels de tipus espectral M i no pas de tipus espectral G.

En valorar fins a quin punt és rar el nostre Sol cal tindre en compte altres aspectes. Kipping ho fa a través de la formulació d’una funció de la probabilitat bayesiana de trobar-se al voltant d’un estel F/G/K. Per exemple, si hom assum que el procés que va de la química prebiòtica al desenvolupament de vida intel·ligent és universalment ràpid i freqüent, llavors la probabilitat de trobar-se al voltant d’un estel F/G/K no és gaire menor que la trobar-se al voltant d’un estel M (1 contra 5). Ara bé, en la Terra, la química prebiòtica es donava ja fa més de 4.000 milions d’anys, mentre que la vida intel·ligent és cosa, a molt estirar, dels darrers centenars de milers d’anys. I si el procés que condueix a la vida intel·ligent és tan universal i tan ràpid, llavors hem de repetir la frase d’Enrico Fermi del 1950: “on són?”.

Si la durada típica entre la química prebiòtica i la vida intel·ligent fos de l’ordre de 4.000 milions d’anys (és a dir, com l’experimentada a la Terra), llavors els estels de tipus M jugarien amb avantatge per la llur major perdurabilitat. En aquest cas, la probabilitat de trobar-se al voltant d’un estel de tipus F/G/K s’acostaria a 1 contra 100. La resolució I que contempla Kipping és la d’acceptar aquesta xifra i assumir que el fet que el nostre Sol sigui un estel de tipus G és el resultat d’un rar atzar.

Segona resposta: una taxa atenuada d’aparició

La resolució II suposa una taxa atenuada d’aparició de vida intel·ligent en estels de tipus M. Si l’atenuació fos de dos ordres de magnitud, la paradoxa del cel vermell quedaria del tot aclarida. Entre els elements que afavoreixen aquesta atenuació hi ha les flamarades d’alta energia típiques dels nans vermells, que podrien tindre un efecte esterilitzant sobre les biosferes dels planetes que els envolten. També hom pot argüir la irregularitat de les emissions dels nans vermells, especialment en les primeres etapes, la qual cosa podria interferir en la formació d’oceans en planetes temperats. Una altra font d’atenuació, relacionada amb la “hipòtesi del Júpiter benefactor”, és la menor taxa de formació de planetes gegants al voltant de nans vermells, la qual cosa podria deixar desprotegits els planetes interiors davant de pluges cometàries o d’impactes asteroidals.

Tercera resposta: una finestra evolutiva truncada

La resolució III consistiria en assumir per als nans vermells una finestra d’habitabilitat truncada, especialment pel que fa a les fases inicials. Si aquest factor fos de 5, la paradoxa del cel vermell quedaria resolta.

Quarta resposta: una escassedat d’hàbitats adients

La resolució IV suposa que, en realitat, la freqüència de planetes rocallosos en zones temperades al voltant d’estels M no és tan elevada com al voltant d’estels F/G/K. De fet, els estudis exoplanetològics presenten un biaix cap als tipus d’estels M més massius (M0-M1), i bé podria ser que els estels M menys massiu i més abundants (M7-M8) tendissin a presentar menys tendència a la formació de sistemes planetaris.

Entre l’atzar i la necessitat

Les resolucions II-IV no són excloents entre elles, i podrien actuar conjuntament de filtres per a l’aparició de formes de vida intel·ligent al voltant de nans vermells. Els projectes de recerca exoplanetològica dels propers anys poden esclarir factors relacionats amb aquestes resolucions, particularment el relacionat amb l’abundància de planetes rocallosos temperats al voltant dels nans vermells més petits. La investigació sobre els propis nans vermells ajudarà també a caracteritzar l’evolució d’aquests estels.

Si els filtres associats a les resolucions II-IV reben el suport d’observacions, això alhora contribuirà a reforçar la idea que la resposta a la paradoxa de Fermi és que la formació de vida intel·ligent no és tan fàcil, i que requereix de planetes preferiblement al voltant d’estels més massius i més rars.

Lligams:

- Formulation and resolutions of the red sky paradox. David Kipping. PNAS 118: e2026808118 (2021).

- The Red Sky Paradox, al canal de Youtube de Cool Worlds.

dilluns, 14 de juny de 2021

Karl-Florian Platt i la freqüència de vida en l’univers

Cosmobiologia: Avui, en el marc del número especial “The Meaning of Life in the Universe”, la revista Philosophies publica un article de Karl-Florian Platt sobre càlculs de la freqüència de la vida en l’univers a l’estil de la fórmula de Drake del 1961. Aquest article fou enllestit el 10 d’abril i revisat l’1 de juny, i fa una revisió d’algunes modificacions de l’equació de Drake. Platt ens presenta una versió reduïda de l’equació, destinada a fer una estimació de la freqüència de planetes habitables, però amb la voluntat també d’integrar-hi l’habitabilitat dels satèl·lits.

Les primeres recerques sobre formes de vida intel·ligent començaren en el 1959 a l'Observatori de Green Bank (West Virginia). En aquella època hom no disposava d'evidències ni tan sols de l'existència de planetes més enllà del Sistema Solar.

Seixanta anys de l’equació de Drake

Enrico Fermi, en una ocasió, davant d’una discussió sobre la quantitat d’estels en la galàxia i la seva longevitat, la qual duia a pensar que l’univers era ple de planetes habitats per civilitzacions més antigues i més avançades que la nostra, va esclatar: “bè, però on són?”. Aquesta “paradoxa de Fermi” es formulava en una època de desenvolupament de les comunicacions. Així, en el 1959 Giuseppe Cocconi i Philip Morrison consideraven que hom disposava ja de prou tecnologia com per detectar senyals d’aquestes civilitzacions extraterrestres, i proposava que la banda de longitud d’ona corresponent a l’hidrogen neutre de 1,42 MHz (la línia hiperfina d’hidrogen de 21 cm) havia d’ésser obejcte d’una recerca preferent. Frank Drake, aquell mateix any, des del Green Bank Observatory inicià l’estudi de senyals en aquesta banda, començant pels estels Èpsilon Eridani i Tau Ceti: com que la recerca fou infructuosa, la paradoxa de Fermi tornava a presentar-s’hi.

A partir del 1961, Frank Drake i una sèrie de col·laboradors que han rebut el malnom de l’Orde del Dofí, desenvoluparen l’actualment denomina equació de Drake:

N = R* · fp · ne · f l · fi · fc · L

N és el nombre de civilitzacions extraterrestres de la galàxia que, en un moment donat, són capaces de comunicar-se per senyals de radioones. R* és la taxa de formació estel·lar. La fp és la proporció d’estels al voltant dels quals es formen planetes. La ne és el nombre de planetes habitables al voltant d’un estel que forma planetes. La fl és la freqüència de planetes habitables on es desenvolupen formes de vida. La fi és la freqüència de planetes habitats on es desenvolupen formes de vida intel·ligents. La fc és la freqüència de planetes habitats per formes de vida intel·ligent que desenvolupen civilitzacions capaces de comunicar-se amb radioones. La L és la longevitat mitjana d’aquestes civilitzacions.

L’Orde del Dofí provà de fer estimacions d’aquests paràmetres. Per la banda alta, el nombre N és de 50 milions. Per la banda baixa d’aquestes estimacions, el nombre N és de 20.

Des de llavors, hom ha anat revisant aquestes estimacions a la baixa, de manera que alguns càlculs han assumit que N = 1 és un valor ben plausible.

Una fórmula de Drake cosmobiològica

La fórmula de Drake del 1961 és una fórmula cosmosociològica. Hom pot fer una reducció cosmobiològica, centrada senzillament en valorar el nombre de planetes habitats en la galàxia en un moment concret:

N = R* · fp · ne · fl L

Aquí la L es refereix al període mitjà durant el qual un planeta habitat és efectivament habitat.

Durant els darrers 60 anys, hom ha anat refinant les estimacions de R*. Podem assumir un interval d’entre 1,5 i 2,3 estels nous per any a la Via Làctia. Ara bé, aquest valor R* convé desglossar-lo segons la massa d’estel. La relació de R* per a cada massa estel·lar M es pot expressar en funció de massa solar MS i d’un exponent -α. Per a estels de masses inferiors a 0,08 MS, α seria igual a 0,3. Per a estels de 0,08-0,5 MS, α seria igual a 1,3.

També hi ha hagut avenços en l’estimació de fp, gràcies a la identificació, en les darreres dècades, de planetes extrasolars. Hom ha estimat que entre el 3,5% i el 7,4% de tots els estels de masses semblants a la del nostre Sol tenim planetes de masses semblants a la Terra orbitant amb períodes de 200-400 dies. D’això se’n derivaria un valor de ne·fp de 0,4. Cal pensar que nous programes de recerca exoplanetològica provocaran revisions d’aquestes estimacions.

Pel que fa a L, des d’un punt de mira cosmobiològic, el factor limitant seria el temps que passa l’estel respectiu en la seqüència principal. Aquest temps depèn de la massa estel·lar: com més massiu és un estel menys temps passarà en la seqüència principal:

1010 anys · (MS/M)5/2

Platt, atenent, a aquests càlculs, i centrant-se en estels de masses semblants a les del sol arriba a aquesta fórmula:

N(n · MS)·pc-3 = ne · 0,6 · 1010 x (1/n)α+2,5 · fl

On el volum es mesura en parsecs (pc). Per a un estel de tres masses solars, la R* seria de 0,0799 estels/any·pc3. Aplicant-hi una ne de 0,4 surten 0,03197 planetes. En estels de tres masses solars, el període en la seqüència principal és relativament curt, d’uns 385 milions d’anys.

Platt estén la seva fórmula amb fM, per encabir-hi també els satèl·lits habitables i no únicament els planetes principals. Cal pensar que si un sistema estel·lar té un o més planetes gegants en la zona habitable, el valor de fM serà proper a 1. Però en general, el valor de nM s’assum com un valor baix.

En tot cas la fórmula queda expressada així:

N (nMS)·pc-3 = (0,4 · flp · nM · flM · 0,6 · 1010 anys · (1/n)α+5/2.

Podem provar d’afegir-hi nombres. Veurem com en un parsec cúbic hi cap, en general, un nombre limitat de planetes i satèl·lits habitats. Però si pensem en un volum més gran, el nombre creix. Ara bé, les distàncies típiques entre planetes i satèl·lits habitats són massa elevades. És en aquesta dilució potser on hi ha la resposta a la paradoxa de Fermi.

Lligams:

- Drake-like Calculations for the Frequency of Life in the Universe. Karl-Florian Platt. Philosophies 6: 49 (2021).

diumenge, 13 de juny de 2021

Binaris eclipsants de llarg període formats per un estel gegant ocultat per un disc circumsecundari

Astronomia: Leigh Smith és el primer autor d’un article que apareixerà al número d’agost de Monthly Notices of the Royal Astronomical Society dedicat a VVV-WIT-08, un estel de tipus gegant que experimentà una caiguda de lluminositat, arribant a un mínim l’abril del 2012. En el moment del mínim, VVV-WIT-08 havia perdut el 97% de flux lluminós. La caiguda i recuperació ulterior de lluminositat era en l’estil d’un eclipsi, amb un gràfic relativament llis, i en total durà uns centenars de dies. La denominació de VVV fa referència a Vista Variables in the Via Lactea, un programa d’observació en l’infraroig proper del Bulb Galàctic des del Telescopi VISTA de l’observatori xilè de Paranal, adreçat a la identificació d’estels variables. Trobar estels variables i tipificar-los, tant en el bulb com en el disc de la Via Làctia contribueix a aclarir, utilitzant aquests estels com a candeles de referència, la morfologia tridimensional de la nostra galàxia. I què vol dir WIT? Vol dir “What Is This?”. Sota VVV-WIT, els investigadors de VVV col·loquen tots aquells estels variables que no acaben d’encaixar en el coneixement actual.

Epsilon Aurigae, TYC 2505-672-1, ASASSN-21Co i VVV-WIT-08 serien exemples d’estels gegants ocultats periòdicament pel disc circumstel·lar d’un estel secundari.

Disset anys de seguiment

Leigh C. Smith, Sergey E. Koposov, Philip W. Lucas, Jason L. Sanders, Dante Minniti, Andrzej Udalski, N. Wyn Evans, David Aguado, Valentin D. Ivanov, Roberto K. Saito, Luciano Fraga, Pawel Pietrukowicz, Zephyr Penoyre i Carlos González-Fernández trameteren l’article a la revista MNRAS el 31 d’agost del 2020. Hi seguí un procés de revisió del treball que no conclogué fins el 16 d’abril del 2021. El dia 23 d’abril l’article fou acceptat, i fou publicat en-línia l’11 de juny.

Cadascun dels estels catalogats com a VVV-WIT suposa un repte, i genera comunicats a The Astronomer’s Telegram, presentacions a congressos i articles. Què és VVV-WIT-08? És un estel gegant de tipus tardà (és a dir, amb una temperatura superficialment relativament freda). Smith et al. aporten 17 anys d’observacions d’aquest objecte, durant els quals l’únic esdeveniment remarcable és el ja citat mínim d’abril del 2012. Al voltant d’aquella data, durant uns centenars de dies, VVV-WIT-08 patí un eclipsi: en el pic d’abril del 2012 l’estel tan sols emetia un 3% del flux lluminós habitual.

Smith et al. aporten les corbes lluminoses durant “l’eclipse” de VVV-WIT pel que fa a les bandes V (visual, de 551±88 nm de longitud d’ona), I (infraroig, de 806±149 nm de longitud d’ona) i Ks (infraroig, de 2150±390 nm), obtingudes tant pel programa VVV com per l’OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment, iniciat per Udalksi, un dels co-autors de l’estudi). Que es tractava d’un eclipsi queda manifestat pel fet que les diferents bandes experimentaven una caiguda en paral·lel, és a dir que l’esdeveniment en qüestió fou essencialment acromàtic.

Modelització de l’esdeveniment com una ocultació

Més enllà de l’eclipsi experimentat en el 2012, VVV-WIT-08 presenta algunes propietats físiques peculiars. Pel que fa a l’eclipsi, Smith et al. el modelen com una ocultació produïda per una ombra el·líptica d’opacitat uniforme: d’aquest modelatge es dedueixen uns límits sobre la mida física i la velocitat de l’objecte eclipsant.

Smith et al. consideren improbable que l’ocultació hagi estat produïda per un arrenglerament accidental, és a dir que l’objecte eclipsant no tingui una connexió gravitatòria amb VVV-WIT-08.

L’objecte eclipsant, doncs, segons Smith et al. ha d’ésser d’un objecte opac amb un radi o gruix no pas inferior a 0,25 unitats astronòmiques (= 3,7·1010 m). Cap dels candidats considerats per Smith et al., però, encaixa satisfactòriament amb totes les dades d’OGLE o de VVV.

Un eclipsi per un disc circumsecundari: més un suggeriment que una resposta definitiva

La durada (centenars de dies), la profunditat (97%), l’acromaticitat relativa (que afecta igualment bandes des de la llum visible a les microones) de l’eclipsi de VVV-WIT-08 en el 2012 indiquen el caràcter excepcional d’aquest esdeveniment.

Ara com ara, Smith et al., bo i admetent que no n’han desentrellat el secret, assenyalen la possibilitat que es tracti d’un sistema binari eclipsant de molt llarg període integrat per un estel gegant i un estel secundari dotat d’un disc circumstel·lar inusualment dens.

Aquest model és el que hom propugna per Èpsilon Aurigae, un estel de tercera magnitud que rep el nom tradicional d’Almaaz (“la cabreta”, per la seva posició aparent, annexa a Capel·la). Enguany fa 200 anys, que Johann Heinrich Fritsch l’assenyalà com a possible estel variable, cosa que confirmaren en els anys 40 del segle XIX Eduard Heis i Friedrich Wilhelm Argelander. A principi del segle XX hom ja havia establert la periodicitat d’aquesta variabilitat: cada 27 anys, Èpsilon Aurigae cau de la magnitud aparent habitual de +2,92 fins a un mínim de +3,83. Aquests eclipsis periòdics tenen una durada de 640 a 730 dies. Fora d’aquests períodes, Èpsilon Aurigae també experimenta oscil·lacions amb un període que gira al voltant dels 66 dies. Èpsilon Aurigae és, com VVV-WIT-08, un estel gegant de tipus tardà o fred, concretament del tipus espectral F0.

Corba de llum de Epsilon Aurigae entre el 2008 i el 2012

Un altre estel que podria entrar en aquesta categoria és TYC 2505-672-1. També hi podria entrar ASASSN-21co, un estel pel qual l’Associació Americana d’Observadors d’Estels Variables (AAVSO) llençà una campanya d’observacions aquest mes de març. Si el període d’Epsilon Aurigae és de 27 anys, el d’ASASSN-21co seria de 12 anys (Way et al., 2021). En el catàleg de VVV-WIT, a més de VVV-WIT-08, hi hauria dos altres entrades corresponents possibles sistemes eclipsants de llarg període amb un disc circumsecundari com a objecte ocultador.

Lligams:

- VVV-WIT-08: the giant star that blinked. Leigh C Smith, Sergey E Koposov, Philip W Lucas, Jason L Sanders, Dante Minniti, Andrzej Udalski, N Wyn Evans, David Aguado, Valentin D Ivanov, Roberto K Saito, Luciano Fraga, Pawel Pietrukowicz, Zephyr Penoyre, Carlos González-Fernández. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 505: 1992-2008 (2021).