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).

diumenge, 6 de juny de 2021

T2T-CHM13: La seqüència completa d’un genoma humà de cada telòmer a cada telòmer

Genètica humana: Enguany en fa vint que Celera Genomics i el Consorci Internacional de Seqüenciació del Genoma Humà publicaven l’esborrany inicial del genoma humà. Amb això, i amb les aportacions realitzades en els anys següents, hom podia dir que s’havia seqüenciat ja tot el genoma humà, és a dir que hom disposava de la sèrie de nucleòtids (d’adenina A, de citosina C, de guanina G i de timina T) que integraven els àcids desoxiribonucleics d’un genoma humà individual de referència (GRCh38). El procediment de seqüenciació que havia impulsat Craig Venter (*1946) havia fet accessible pràcticament tota l’eucromatina humana. Ara bé, l’eucromatina suposa el 92% del genoma. La resta, conformada per l’heterocromatina i altres regions complexes dels cromosomes, o bé no era seqüenciada o bé ho era erròniament. Encara que això només sigui el 8% del genoma, cal pensar que dins queden incloses regions d’importància estructural per als cromosomes, com els centròmers (que permeten la interacció dels cromosomes amb el sistema de microtúbuls durant la mitosi) o els telòmers (que salvaguarden els extrems dels cromosomes). Per tal d’aconseguir una seqüència realment completa d’un genoma humà es va crear el Consorci de Telòmer a Telòmer (T2T), que recentment ha publicat els 3.055 mil milions de parells de nucleòtids que conformen un genoma humà. Aquest T2T-CHM13 abasta sense interrupcions els 23 cromosomes d’una dotació haploide (22 autosomes i el cromosoma X). Respecte de GRCh38, a més de corregir-hi nombrosos errors, afegeix uns 200 milions de parells nucleòtids, entre els quals trobem 2.226 còpies paràlogues de gens, de les quals 115 codificarien proteïnes. Entre les noves regions seqüenciades hi ha totes les matrius de satèl·lits centromèrics, així com els braços curts dels cinc cromosomes acrocèntrics (13p, 14p, 15p, 21p i 22p).

Microfotografia de Steffen Dietzel que ens mostra els cromosomes d’un limfòcit humà en metafase

El genoma humà després del Projecte Genoma Humà

Encara que el Projecte Genoma Humà (HGP), iniciat en el 1990, i els treballs en paral·lel de Celera Genomics, iniciats en el 1998, foren considerats essencialment acomplerts entre el 2001 i el 2003, el Genome Reference Consortium (GRC) hi ha continuat treballant. La versió actualitzada del genoma humà de referència (GRCh38.p13) és del 28 de febrer del 2019.

La cursa per aconseguir la seqüenciació del genoma humà sol ésser assignada a Celera Genomics. Entre el 1998 i el 2001, Celera Genomics explotà la tècnica de “shotgun” ideada per Craig Venter, i que, en formes més o menys modificades, és aplicada per la majoria de projectes genòmics posteriors.

El GRC, contràriament, ha fet servir la tècnica basada en la clonació de fragments genòmics en cromosomes artificials de bacteris (BAC), als quals s’aplica el mètode de seqüenciació de Sanger. Les seqüències resultants són ordenades i orientades en el genoma a través de tècniques d’hibridació i anàlisi de lligament genètic. Tot plegat és més laboriós, però permet aconseguir un genoma de referència més acurat i continu.

Existeixen, però, limitacions a l’aproximació del GRC. Les regions heterocromàtiques, que constitueixen un 8% del genoma, no es poden clonar, mapar i aplegar de manera fiable. Les repeticions llargues en tàndem s’hi troben subrepresentades pel procés de restricció i de clonació. Per aquestes i altres raons, el GRCh38.p13 conté 151 milions de parells de nucleòtids de seqüència desconeguda (“N”), que afecten regions pericentromètriques i subtelomèriques, duplicacions segmentals recents, matrius de gens amplicònics, matrius de gens ribosomals (rDNA), etc. Entre els buits més grans hi ha els braços curts dels cromosomes acrocèntriques (Chr13, Chr14, Chr15, Chr21 i Chr22) i les grans matrius de satèl·lits (com les dels cromosomes 1, 9 i 16).

De tota manera, cal dir que GRCh38.p13 és el genoma de vertebrat més complet que s’hagi produït. Els defectes de GRCh38 no es poden resoldre amb les tècniques de seqüenciació de baix cost, però si amb mètodes de seqüenciació llarga. Els projectes de telòmer a telòmer (T2T) cercaren primer l’aplicació d’aquestes tècniques de seqüenciació i ensamblatge en cromosomes humanes individuals i en els genomes gairebé completament homozigots de línies cel·lulars de moles hidatidiformes (CHM).

El Consorci T2T ha combinat la seqüenciació ultrallarga de PacBio HiFi i d’Oxford Nanopore, per aplicar-la a la línia cel·lular essencialment haploide CHM13hTERT. D’això n’ha resultat T2T-CHM13 com a seqüència de referència.

CHM13 T2T v.1.1

El 7 de maig del 2021 es publicava CHM13 T2T v.1.1. El material biològic de partida és una mola hidatidiforme completa (CHM13). La mola hidatidiforme completa és el resultat de la implantació en l’úter d’un embrió derivat d’un òvul fecundat que ha perdut el material genètic matern, suplert per la duplicació del material genètic patern. En el cas de CHM13 el cariotip és 46,XX, amb un baix nivell d’heterozigositat (consistent, entre d’altres, en una deleció heterozigòtica d’un milió de parells de nucleòtids en la matriu de rDNA del cromosoma 15).

L’esforç de T2T s’ha centrat en lidiar amb les regions del genoma que presenten repeticions de major extensió. Això inclou els braços curts dels cinc cromosomes acrocèntrics o la regió HSat3 del cromosoma 9. El repte es troba el camí correcte de la seqüència lineal de cada cromosoma entre aquestes repeticions, i també en fer-la arribar fins als telòmers.

Les regions de rDNA

En el genoma humà, les regions rDNA són repeticions gairebé idèntiques de 45.000 parells de nucleòtids que contenen còpies del gen 45S rDNA en tàndem, situades en els braços curts (p) de cromosomes acrocèntrics. La longitud d’aquestes regions no tan sols varia entre individus, sinó també entre línies cel·lulars somàtiques d’un mateix individu. El genoma de CHM13 conté aproximadament 200 còpies de rDNA per haplotip, i és en la regió rDNA del cromosoma 15 hom mostra heterozigositat per a una gran deleció.

Una seqüència de 3.054.815.472 parells de nucleòtids d’ADN nuclear i 16.569 parells de nucleòtids d’ADN mitocondrial

Com que CHM13 és una línia cel·lular femenina, no conté el cromosoma Y en el seu genoma. En qualsevol cas, T2T-CHM13v1.1 ofereix una seqüència completa de telòmer a telòmer per a cadascun dels 22 autosomes i per al cromosoma X, a més de la seqüència del genoma circular dels mitocondris.

Respecte del GRCh38, T2T-CHM13 afegeix o corregeixen 238 milions de parells de nucleòtids, dels quals 180 milions es corresponen a satèl·lits centromèrics, 68 milions a duplicacions segmentals i 10 milions a rDNAs. Així doncs, T2T-CHM13 s’estructura en 24 seqüències contígues (1 per a cada crosomoma).

El caràcter tan complet de T2T-CHM13 (tan sols hi hauria 8,18 milions de parells de nucleòtids amb dubtes) fa robustes algunes de les seves xifres: el genoma humà contindria 63.494 gens, dels quals 19.969 codifiquen proteïnes. Aquests gens generen 233.615 transcrits diferents, dels quals 86.245 codifiquen proteïnes. El 6,61% del genoma humà consisteix en duplicacions segmentals. El 53,94% del genoma són repeticions amb 631,64 milions de nucleòtids corresponents a LINE; 390,27 milions a SINE; 269,91 a LTR; 150,42 a satèl·lits; 77,69 a repeticions simples; 4,65 a retroposons i 1,71 milions a rRNA.

De particular rellevància és comptar amb la seqüència dels braços curts de cromosomes acrocèntrics, que constitueixen un total 66,1 milions de parells de nucleòtids. Aquests braços curts contenen còpies de gens de rDNA (que contenen la informació de les molècules estructurals d’ARN dels ribosomes, els orgànuls responsables de la síntesi proteica) i participen en la formació del nuclèol.

Perspectives de futur

Actualment, el Consorci T2T treballa en la seqüenciació del cromosoma Y de la línia cel·lular HG002 (cariotip 46,XY). El fet que una bona part del cromosoma Y sigui heterocromàtic atorga importància a aquest esforç.

Les tecnologies de seqüència de llarga lectura també presenten un gran potencial per als projectes genòmics basats en la diversitat de les poblacions humanes, com el Human Pangenome Reference Consortium. El Consorci T2T, en aquest sentit, vol estudiar la variació polimòrfica de les regions heterocromàtiques del genoma humà.

Lligams:

The complete sequence of a human genome. Sergey Nurk, Sergey Koren, Arang Rhie, Mikko Rautiainen, Andrey V. Bzikadze, Alla Mikheenko, Mitchell R. Vollger, Nicolas Altemose, Lev Uralsky, Ariel Gershman, Sergey Aganezov, Savannah J. Hoyt, Mark Diekhans, Glennis A. Logsdon, Michael Alonge, Stylianos E. Antonarakis, Matthew Borchers, Gerard G. Bouffard, Shelise Y. Brooks, Gina V. Caldas, Haoyu Cheng, Chen-Shan Chin, William Chow, Leonardo G. de Lima, Philip C. Dishuck, Richard Durbin, Tatiana Dvorkina, Ian T. Fiddes, Giulio Formenti, Robert S. Fulton, Arkarachai Fungtammasan, Erik Garrison, Patrick G.S. Grady, Tina A. Graves-Lindsay, Ira M. Hall, Nancy F. Hansen, Gabrielle A. Hartley, Marina Haukness, Kerstin Howe, Michael W. Hunkapiller, Chirag Jain, Miten Jain, Erich D. Jarvis, Peter Kerpedjiev, Melanie Kirsche, Mikhail Kolmogorov, Jonas Korlach, Milinn Kremitzki, Heng Li, Valerie V. Maduro, Tobias Marschall, Ann M. McCartney, Jennifer McDaniel, Danny E. Miller, James C. Mullikin, Eugene W. Myers, Nathan D. Olson, Benedict Paten, Paul Peluso, Pavel A. Pevzner, David Porubsky, Tamara Potapova, Evgeny I. Rogaev, Jeffrey A. Rosenfeld, Steven L. Salzberg, Valerie A. Schneider, Fritz J. Sedlazeck, Kishwar Shafin, Colin J. Shew, Alaina Shumate, Yumi Sims, Arian F. A. Smit, Daniela C. Soto, Ivan Sović, Jessica M. Storer, Aaron Streets, Beth A. Sullivan, Françoise Thibaud-Nissen, James Torrance, Justin Wagner, Brian P. Walenz, Aaron Wenger, Jonathan M. D. Wood, Chunlin Xiao, Stephanie M. Yan, Alice C. Young, Samantha Zarate, Urvashi Surti, Rajiv C. McCoy, Megan Y. Dennis, Ivan A. Alexandrov, Jennifer L. Gerton, Rachel J. O’Neill, Winston Timp, Justin M. Zook, Michael C. Schatz, Evan E. Eichler, Karen H. Miga, Adam M. Phillippy. doi: https://doi.org/10.1101/2021.05.26.445798 (2021).

- Pàgina web del T2T Consortium.

dissabte, 5 de juny de 2021

El seguiment pel H.E.S.S. de les emissions de raigs X i gamma de l’objecte que generà GRB 190829A

Astronomia: Els esclats de raigs gamma (GRB) tenen durades que van de l’ordre de mil·lisegons a hores. Els més persistents d’aquestes explosions còsmiques serien emesos per jets relativistes ocasionats pel col·lapse d’un estel massiu, i consistirien generalment en uns pocs segons d’esclat, i hores i dies de resplendor minvant, amb emissions en la banda de la radiació gamma i també dels raigs X. Les emissions de raigs γ i X són les més energètiques (alta freqüència i curta longitud d’ona) de l’espectre electromagnètic, i són així objecte de l’anomenada “astronomia d’alta energia”. Una de les instal·lacions adreçada a aquesta branca és el Sistema Estereoscòpia d’Alta Energia (H.E.S.S., en l’acrònim anglès) situat prop de Gamsberg, a Namíbia. Es tracta d’un sistema de cinc telescopis Cherenkov que detecta l’aparició a l’atmosfera terrestre dels productes de raigs gamma còsmics de l’ordre de GeV a TeV: en la col·laboració HESS participen més de 260 investigadors de 40 centres d’Àfrica, Europa, Àsia i Austràlia. El H.E.S.S. publica aquesta setmana a la revista Science un article sobre les seves observacions del resplendor subsegüent a l’esclat de raigs gamma del 29 d’agost del 2019 (GRB 190829A), un esclat de llarga durada, i relativament proper atenent a les distàncies habituals d’aquests fenòmens extragalàctics. La curta distància que ens separa de GRB 190829A ha permès a H.E.S.S. de detectar el resplendor ulterior a bandes de l’ordre de TeV, que en la majoria de GRB són absorbides pel medi intergalàctic. L’espectre i la corba temporal de la resplendor de raigs X i gamma de GRB 190829A obre més interrogants que respostes, ja que no s’ajusta als models estàndards d’astronomia d’alta energia.

Detall d’un pla reflector del sistema H.E.S.S. L’acrònim de HESS vol dir Sistema Estereoscòpic d’Alta Energia, i és alhora un homenatge a Victor Hess (1883-1964), qui fa 110 anys començà a entendre que els alts nivells de radiació ionitzant de l’alta atmosfera terrestre tenien el seu origen en una radiació còsmica.

El resplendor de GRB 190829A entre 4 i 56 hores després de l’esclat

Els esclats de raigs gamma són explosions còsmiques descomunals. Per pura raó estatística, la majoria es produeixen en galàxies molt i molt llunyanes (hi ha més galàxies molt llunyanes que molt properes). Hom suposa que són el producte de col·lapses gravitatoris de nuclis estel·lars: al cataclisme inicial hi segueix un resplendor que s’esvaeix en qüestió d’hores o de dies.

El 20 d’agost del 2019 els satèl·lits Fermi (telescopi orbital de raigs gamma de la NASA) i Swift (observatori d’esclats de raigs gamma de la NASA) detectaren un esclat de raigs gamma en la constel·lació d’Eridà que, en ésser el primer del dia, seria eventualment catalogat com a GRB 190829A.

La constel·lació d’Eridà té l’equador celeste precisament com a límit nord

GRB 190829A no fou pas un esclat molt lluminós dins d’aquesta categoria de cataclismes. Les dades de desplaçament al vermell indiquen que l’objecte que l’originà no és un objecte excessivament llunyà: 3 gigaparsecs (quan la majoria de GRB es produeixen a més de 50 GPa). Però aquestes dues característiques el feien especialment interessant per al seguiment del H.E.S.S., que n’observà el resplendor entre les 4 i les 56 hores després de l’esclat. La poca lluminositat intrínseca de GRB 190829A i el poc desplaçament al vermell reduïren, respectivament, l’absorció interna i l’absorció externa del resplendor. D’aquesta manera, les observacions del H.E.S.S. permeten determinar-hi l’espectre d’energia intrínseca.

L’espectre del resplendor

A energies situades entre 0,18 i 3,3 TeV, l’espectre de radiació gamma d’alta energia del resplendor segueix una llei de potència amb un índex fotònic de 2,07 ± 0,09. Aquesta llei de potència és similar a la que segueix l’espectre de raigs X.

Les corbes de llum de totes dues finestres (raigs gamma d’alta energia i raigs X) segueixen una pauta temporal d’extinció també semblant.

El resplendor de GRB 190829A no es correspon als models estàndards

Que tant la banda de raigs gamma com la de raigs X tinguin un espectre i una corba d’extinció semblants no es correspon gens al que hom esperaria dels models estàndards.

Hom suposa que els esclats de raigs gamma són el resultat del col·lapse d’estels massius de ràpida rotació i de la consegüent formació de forats negres. D’aquest procés en resulta una enorme emissió de fonts d’alta energia (en la banda de raigs gamma i de raigs X), és a dir de radiacions còsmiques que són detectats pels observatoris terrestres en forma de flaixos atmosfèrics. Els models estàndards s’adrecen a explicar com l’alliberament d’energia gravitatòria en el col·lapse estel·lar genera una ona explosiva ultrarelativística. Sota el terme d’esclat de raigs gamma hom es refereix particularment a la fase inicial i caòtica, que en el cas dels esclats llargs sol durar de l’ordre de desenes de segons; però també cal explicar el resplendor subsegüent, més suau, i que s’extingeix progressivament en qüestió d’hores o dies.

Segons aquests models estàndards, la radiació gamma i els raigs X del resplendor de GRB resulten de mecanismes diferents. Els raigs X s’originarien d’electrons ultraràpids desviats en els forts camps magnètics que envolten la zona del GRB, mentre que els raigs gamma serien el resultat de col·lisions entre electrons ràpids i fotons accelerats. Les dades de H.E.S.S. conviden a pensar, però, que els raigs gamma d’alta energia també es produirien arran d’aquest procés de sincrotró. Ara bé, les energies a les quals caldria accelerar els electrons perquè generessin raigs gamma de fins a 3,3 TeV semblen fora del límit d’un col·lapse gravitatori estel·lar, i encara més si parlem d’un GRB relativament petit com el GRB 190829A.

Les observacions qüestionen, de tota manera, que la radiació gamma d’alta energia del resplendor de GRB sigui deguda a un efecte auto-Compton de sincrotró.

Aquest és un exemple dels problemes oberts en l’astronomia d’alta energia, que són alhora un esperó per a projectes com el Cherenkov Telescope Array de Xile o de La Palma.

Lligams:

- Revealing x-ray and gamma ray temporal and spectral similarities in the GRB 190829A afterglow. H.E.S.S. Collaboration, H. Abdalla1, F. Aharonian2,3,4, F. Ait Benkhali3, E. O. Angüner5, C. Arcaro6, C. Armand7, T. Armstrong8, H. Ashkar9, M. Backes1,6, V. Baghmanyan10, V. Barbosa Martins11, A. Barnacka12, M. Barnard6, Y. Becherini13, D. Berge11, K. Bernlöhr3, B. Bi14, E. Bissaldi15,16, M. Böttcher6, C. Boisson17, J. Bolmont18, M. de Bony de Lavergne7, M. Breuhaus3, F. Brun9, P. Brun9, M. Bryan19, M. Büchele20, T. Bulik21, T. Bylund13, S. Caroff7, A. Carosi7, S. Casanova3,10, T. Chand6, S. Chandra6, A. Chen22, G. Cotter8, M. Curyło21, J. Damascene Mbarubucyeye11, I. D. Davids1, J. Davies8, C. Deil3, J. Devin23, L. Dirson24, A. Djannati-Ataï23, A. Dmytriiev17, A. Donath3, V. Doroshenko14, L. Dreyer6, C. Duffy25, J. Dyks26, K. Egberts27, F. Eichhorn20, S. Einecke28, G. Emery18, J.-P. Ernenwein5, K. Feijen28, S. Fegan29, A. Fiasson7, G. Fichet de Clairfontaine17, G. Fontaine29, S. Funk20, M. Füßling11, S. Gabici23, Y. A. Gallant30, G. Giavitto11, L. Giunti9,23, D. Glawion20, J. F. Glicenstein9, M.-H. Grondin31, J. Hahn3, M. Haupt11, G. Hermann3, J. A. Hinton3, W. Hofmann3, C. Hoischen27, T. L. Holch11, M. Holler32, M. Hörbe8, D. Horns24, D. Huber32, M. Jamrozy12, D. Jankowsky20, F. Jankowsky33, A. Jardin-Blicq3, V. Joshi20, I. Jung-Richardt20, E. Kasai1, M. A. Kastendieck24, K. Katarzyński34, U. Katz20, D. Khangulyan35, B. Khélifi23, S. Klepser11, W. Kluźniak26, Nu. Komin22, R. Konno11, K. Kosack9, D. Kostunin11, M. Kreter6, G. Lamanna7, A. Lemière23, M. Lemoine-Goumard31, J.-P. Lenain18, F. Leuschner14, C. Levy18, T. Lohse36, I. Lypova11, J. Mackey2, J. Majumdar11, D. Malyshev14, D. Malyshev20, V. Marandon3, P. Marchegiani22, A. Marcowith30, A. Mares31, G. Martí-Devesa32, R. Marx33,3, G. Maurin7, P. J. Meintjes37, M. Meyer20, A. Mitchell3, R. Moderski26, L. Mohrmann20, A. Montanari9, C. Moore25, P. Morris8, E. Moulin9, J. Muller29, T. Murach11, K. Nakashima20, A. Nayerhoda10, M. de Naurois29, H. Ndiyavala6, J. Niemiec10, L. Oakes36, P. O’Brien25, H. Odaka38, S. Ohm11, L. Olivera-Nieto3, E. de Ona Wilhelmi11, M. Ostrowski12, S. Panny32, M. Panter3, R. D. Parsons36, G. Peron3, B. Peyaud9, Q. Piel7, S. Pita23, V. Poireau7, A. Priyana Noel12, D. A. Prokhorov19, H. Prokoph11, G. Pühlhofer14, M. Punch13,23, A. Quirrenbach33, S. Raab20, R. Rauth32, P. Reichherzer9, A. Reimer32, O. Reimer32, Q. Remy3, M. Renaud30, F. Rieger3, L. Rinchiuso9, C. Romoli3, G. Rowell28, B. Rudak26, E. Ruiz-Velasco3, V. Sahakian39, S. Sailer3, H. Salzmann14, D. A. Sanchez7, A. Santangelo14, M. Sasaki20, M. Scalici14, J. Schäfer20, F. Schüssler9, H. M. Schutte6, U. Schwanke36, M. Seglar-Arroyo9, M. Senniappan13, A. S. Seyffert6, N. Shafi22, J. N. S. Shapopi1, K. Shiningayamwe1, R. Simoni19, A. Sinha23, H. Sol17, A. Specovius20, S. Spencer8, M. Spir-Jacob23, Ł. Stawarz12, L. Sun19, R. Steenkamp1, C. Stegmann27,11, S. Steinmassl3, C. Steppa27, T. Takahashi40, T. Tam41, T. Tavernier9, A. M. Taylor11, R. Terrier23, J. H. E. Thiersen6, D. Tiziani20, M. Tluczykont24, L. Tomankova20, M. Tsirou3, R. Tuffs3, Y. Uchiyama35, D. J. van der Walt6, C. van Eldik20, C. van Rensburg1, B. van Soelen37, G. Vasileiadis30, J. Veh20, C. Venter6, P. Vincent18, J. Vink19, H. J. Völk3, Z. Wadiasingh6, S. J. Wagner33, J. Watson8, F. Werner3, R. White3, A. Wierzcholska10,33, Yu Wun Wong20, A. Yusafzai20, M. Zacharias6,17, R. Zanin3, D. Zargaryan2,4, A. A. Zdziarski26, A. Zech17, S. J. Zhu11, J. Zorn3, S. Zouari23, N. Żywucka6, P. Evans25, K. Page25. Science 372: 1081-1085 (2021).

- Front-row view reveals exceptional cosmic explosion, News from the DESY research centre, 2021/06/03.

- High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.).