Un equipo de investigadores españoles y alemanes, del Instituto deAstrofísica de Canarias (IAC), el Instituto de Tecnología de California yel Instituto Max Planck de Astronomía, coordinados por el profesorRafael Rebolo (IAC/CSIC), ha descubierto en la región de Orión 18cuerpos de los cuales tres se han confirmado como planetas gigantesaislados. Los planetas detectados tienen una masa entre 5 y 15 vecesmayor que la de Júpiter, el mayor planeta del Sistema Solar. Losresultados, publicados por la revista Science el pasado 6 de octubre,muestran por primera vez imágenes y espectros de cuerpos con masasplanetarias que no están ligados a ninguna estrella. Los superjúpiterestudiados flotan libremente en el cúmulo Sigma de Orión, una regiónmuy activa en formación de estrellas, a unos 1.000 años-luz de la Tierra.Se calcula que estos planetas, extraordinariamente jóvenes, tienen unaedad de menos de cinco millones de años.

OBSERVAN EL NACIMIENTO DEPLANETAS GIGANTES SOLITARIOS

Las imágenes de estos planetas solita-rios han sido obtenidas, en el rango visi-ble, con el telescopio Isaac Newton, de2,5 m, emplazado en el Observatorio delRoque de los Muchachos (La Palma) delIAC y, en el infrarrojo, con el telescopiode 3,5 metros del Observatorio de Calar

Alto (Almería). La combinación de estosdatos permitió identificar una gran con-centración de objetos muy poco lumino-sos, de color extraordinariamente rojizo,en una pequeña región en torno al siste-ma estelar Sigma de Orión, que hacíaprevisible que se tratase de planetas gi-gantes en formación. Posteriormente,los espectros obtenidos con el mayortelescopio del mundo, el Keck, de 10m, del Observatorio de Mauna Kea enHawai, confirmaron estas expectativas.

Aunque desde 1995 se conoce la exis-tencia de cuerpos similares a Júpiter al-rededor de estrellas, hasta ahora no sehabía podido obtener imágenes de es-tos gigantes, pues su brillo es mil millo-nes de veces más débil que el de las es-trellas alrededor de las que orbitan. Losnuevos planetas detectados se encuentranen pleno proceso de contracción -su ta-maño se está reduciendo por efecto de sugravedad- e irradian unas diez mil vecesmás energía que cuando, una vez seestabilicen, alcancen el tamaño deJúpiter.

Aprovechando esta circunstancia, los in-vestigadores iniciaron en 1998 una ex-ploración y un rastreo en busca de pla-netas gigantes de la región de Orión, bienconocida por albergar numerosas estre-llas jóvenes. Los resultados que publicóen octubre la revista Science muestranpor primera vez imágenes y espectrosde cuerpos con masas planetarias que,sin embargo, tienen la particularidad deno encontrarse ligados a ninguna de lasestrellas de su entorno.

Localización de los tres "superjúpiter" solitarios en el cúmulo Sigma de Orión. Créditos:Composición artística de G. Pérez (IAC) basada en las imágenes de D. Malin et al.

(Anglo-Australian and Royal Edinburgh Observatory), de Vannini et al. (Observatorio delRoque de los Muchachos) y de M.R. Zapatero-Osorio et al. (Observatorio del Roque de

los Muchachos y Calar Alto).

Estos superjúpiter flotan libremente den-tro de un cúmulo de estrellas, pero a dis-tancias suficientemente grandes, que lespermiten evitar la atracción gravitatoriade estrellas. De los 18 candidatos detec-tados, tres han sido ya estudiados contécnicas de espectroscopía y confirmadoscomo objetos gaseosos con temperaturassuperficiales de unos 1.500 grados centí-grados, que son las esperadas para pla-netas un poco más masivos que Júpiteren etapas evolutivas muy tempranas.

Para Rafael Rebolo, el descubrimien-to supone un desafío para la teoría. Enrealidad, no existe una explicación de-finitiva. Estos cuerpos parecen dema-siado numerosos y jóvenes para haber-se formado en discos protoplanetariosy haber sido expulsados después comoresultado de las colisiones entre las es-trellas que poseen esos discos. Es másplausible la idea de que surjan direc-tamente de la fragmentación y el co-lapso de las nubes de gas, un proce-so que quizá ocurra en tan sólo unospocos millones de años. Sin embar-go, este mecanismo de fragmentacióntambién plantea dificultades desde elpunto de vista teórico a la hora de expli-car la formación de cuerpos con unamasa tan cercana a la de Júpiter y, portanto, está pendiente una explicación de-finitiva para su existencia.

Los objetos que hemos detectadosen Orión se enfriarán progresivamen-

INVESTIGADORES:

- María Rosa Zapatero Osorio (IAC).- Víctor Sánchez Béjar (IAC).- Eduardo Martín (Instituto de Tecnología de California-Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawai).- Rafael Rebolo (IAC-CSIC).- David Barrado y Navascués (Instituto Max Planck de Astronomía-Universidad Autónoma de Madrid).- Coryn Bailer-Jones (Instituto Max Planck de Astronomía).- Reinhard Mundt (Instituto Max Planck de Astronomía).

te -afirma Víctor Sánchez Béjar, miem-bro del equipo del IAC- y en unos cien-tos de millones de años tendrán tem-peraturas superficiales de 0 a 100 gra-dos centígrados. Según María RosaZapatero Osorio, astrofísica del IAC yactualmente en el Instituto de Tecnolo-gía de California- estos cuerpos nuncadesarrollarán zonas rocosas y segui-rán enfriándose indefinidamente, has-ta alcanzar temperaturas similares alas de Júpiter.

Aún es pronto para saber cuántos de es-tos planetas gigantes puede haber ennuestra galaxia, aunque si la estadísticaobservada en Orión fuese representati-va de toda la Vía Láctea, habría cien-tos de millones de superjúpiter aisla-dos poblando el espacio interestelar.Según los participantes en el estu-dio, todo apunta a que podrían ser tannumerosos como las estrellas de tiposolar. En la vecindad del Sol (en unradio de 20 años-luz) podría haber 30ó 40. Su descubrimiento supone undesafío para las actuales tecnolo-gías, pero una vez detectados en ex-ploraciones profundas del cielo, en elrango del infrarrojo medio, su análi-sis detallado se efectuaría con tele-scopios de 10 metros, como el GranTelescopio Canarias, que será insta-lado en el Observatorio del Roque delos Muchachos y que comenzará suoperación científica a principios de2004.

Telescopio "Issac Newton", de 2,5 m, perteneciente al Isaac Newton Group e instalado en el Observatoriodel Roque de los Muchachos (La Palma). Con él se han obtenido las imágenes en el rango visible de losplanetas "solitarios".

SWIRE es un proyecto para el cartografiado de gran campoextragaláctico con el satélite infrarrojo SIRTF y forma parte del programade Legado Científico de este satélite, el último de los llamados grandesobservatorios de la NASA y una de las primeras misiones del programa"Orígenes" de esta agencia norteamericana, que será lanzado alespacio el 15 de julio de 2002. Ismael Pérez-Fournon, investigador delIAC, es uno de los científicos que participan en esta colaboracióninternacional y que cuenta con una importante contribución europea.

"SWIRE", EL MAYOR PROYECTODEL LEGADO CIENTÍFICO DE "SIRFT"

ISMAEL PÉREZ-FOURNON (ULL/IAC)El Centro Científico del satélite infrarrojoSIRTF (Space InfraRed Telescope Facility)de NASA anunció el día 17 de noviembredel pasado año cuáles serían los proyec-tos científicos seleccionados para formarparte del programa de Legado Científicode SIRTF, un total de seis proyectos queutilizarán unas 3.160 horas de observa-ción con SIRTF, aproximadamente el 50por ciento del tiempo de observación enel primer año de esta misión, para llevara cabo investigaciones científicas gran-des y coherentes. Los datos procesadosdarán lugar a grandes bases de datosque estarán disponibles de forma inme-diata tras las observaciones para su ex-plotación científica y servirán para unagran variedad de proyectos y para pla-near futuras observaciones con SIRTF yotros telescopios.

Astronomía infrarroja

La astronomía en el rango infrarrojo haexperimentado un avance espectacular enla última década, conocida como la «dé-

cada del infrarrojo». En estos años hemosvisto el desarrollo de instrumentosinfrarrojos dotados de detectores de grantamaño y numerosos descubrimientos rea-lizados con el Observatorio Espacial Infra-rrojo (ISO) de la Agencia Espacial Euro-pea. El siguiente satélite para observacio-nes en el rango infrarrojo es el proyectoSIRTF de la NASA, que fue considerado aprincipios de los años 90 por el ConsejoNacional de Investigaciones de la Acade-mia Nacional de Ciencias de los EstadosUnidos como la «más alta prioridad paraun nuevo e importante programa en as-tronomía espacial». SIRTF es el últimosatélite de la serie de Grandes Observa-torios de la NASA, constituida también porel telescopio espacial "Hubble" (HST), elobservatorio de rayos gamma "Compton"(CGRO) y el Observatorio de rayos X"Chandra" (CXO). SIRTF forma parte tam-bién del programa «Orígenes» de la NASA.

Nuevo telescopio infrarrojoespacial

SIRTF presenta una serie decaracterísticas que le distinguen de otrostelescopios espaciales en el rangoinfrarrojo. El telescopio es de 85 cm dediámetro, enfriado a menos de 5,5 K, ysus detectores son muy avanzados y degran campo. Otra diferencia de SIRTF conrespecto a otros telescopios anteriores esque sigue una órbita heliocéntrica, a unavelocidad de 0,1 unidades astronómicas poraño. Esta órbita ha permitido reducir lacantidad necesaria de refrigerante (heliolíquido) y a su vez reduce las limitacionesde apuntado que presentan los telescopioscon órbita alrededor de la Tierra. SIRTF hasido diseñado para ser unas 1.000 vecesmás sensible que los telescopios terrestresque observan en el rango infrarrojo delespectro. Será capaz de observar zonasamplias de cielo a niveles muy profundospermitiendo llevar a cabo una gran cantidadde proyectos. Los instrumentos de SIRTF,las cámaras IRAC y MIPS y el espectrógrafoIRS, permitirán obtener imágenes en el rango

"LOS PROYECTOSLLAMADOS DE LEGADOCIENTÍFICO DEBEN SER

INVESTIGACIONESCIENTÍFICAS GRANDES

Y COHERENTES QUENO SEAN

REPRODUCIBLES PORLA SUMA DE OTROS

PROYECTOSINDIVIDUALES; DEBENDAR LUGAR A BASES

DE DATOS DEIMPORTANCIA

GENERAL Y DURADERAPARA UNA COMUNIDAD

AMPLIA Y LOS DATOSQUE SE OBTENGAN

PASARÁN A FORMARPARTE DEL ARCHIVO

PÚBLICO DE SIRTFINMEDIATAMENTEDESPUÉS DE LAS

OBSERVACIONES."

A la izquierda: imagen del campo Lockman a 15 micras obtenida con lacámara ISOCAM del satélite ISO. En la parte superior derecha: imagen en

la banda I de una pequeña zona del campo anterior (los contornoscorresponden a los datos de ISOCAM). En la parte inferior derecha:

espectro de una de las galaxias ISOCAM obtenido con el espectrografomulti-objeto WYFFOS en el telescopio "William Herschel", del Observatorio

del Roque de los Muchachos.

de 3 a 180 micras y espectros entre 5 y 100micras.

Legado Científico

El proyecto SIRTF decidió dedicar una granparte del tiempo de observación en losprimeros años de funcionamiento del tele-scopio a grandes proyectos para facilitarla creación de bases de datos que permi-tan, por un lado, una explotación científicarápida de las observaciones por toda lacomunidad internacional y, por otro, una ayu-da muy valiosa en la preparación de proyec-tos de observación con SIRTF. Estos pro-yectos, llamados de Legado Científico, de-ben ser investigaciones científicas grandesy coherentes que no sean reproducibles porla suma de otros proyectos individuales; de-ben dar lugar a bases de datos de impor-tancia general y duradera para una comu-nidad amplia y los datos que se obtengan,tanto los originales como los reducidos, pa-sarán a formar parte del archivo público deSIRTF inmediatamente después de las ob-servaciones, permitiendo observaciones deseguimiento con SIRTF y otros telescopios.

El Centro Científico de SIRTF recibió 28propuestas de proyectos de Legado Cien-tífico en septiembre de 2000 y procedióen los dos meses posteriores a la selec-ción de proyectos, que fue anunciada el17 de noviembre del mismo año. Los seisproyectos seleccionados cubren una granvariedad de programas científicos, desdeel estudio de la formación y evolución desistemas planetarios, hasta estudios delUniverso lejano y de distribución y evolu-ción de las galaxias en todas las épocascósmicas.

SWIRE

El proyecto de Legado Científico al que sele asignó la mayor cantidad de tiempo deobservación, 851 horas, es el proyectoSWIRE (The SIRTF Wide-area InfraRedExtragalactic Survey), liderado por la Dra.Carol Lonsdale, del Centro de Procesa-miento y Análisis Infrarrojo (IPAC) de laNASA en Pasadena (California) y forma-do por una colaboración internacional conimportante contribución europea, que in-cluye al investigador del IAC Ismael Pérez-Fournon.

SWIRE va a llevar a cabo un cartografiadode gran área (unos 100 grados cuadradosen varias zonas del cielo de latitudgaláctica alta y baja emisión de «cirros»en el infrarrojo lejano) con los instrumen-tos IRAC y MIPS de SIRTF. El objetivo cien-tífico principal es el estudio de la evolu-ción de galaxias con formación estelar,galaxias con poblaciones estelares evolu-cionadas y galaxias activas hasta despla-zamientos al rojo de 2,5. Se espera detec-tar del orden de 2 millones de galaxias se-leccionadas en el infrarrojo. Los campos

Legacy del proyecto SWIRE constituiránen la próxima década las mayores zonasde cielo con observaciones profundas enprácticamente todos los rangos del es-pectro y formarán la base de los futurosestudios de gran campo extragalácticoscon el satélite para el infrarrojo lejano yondas submilimétricas FIRST de la Agen-cia Espacial Europea (ESA).

Acuerdos de cooperación

Las observaciones preparatorias de losproyectos de Legado Científico del satéli-te SIRTF con grandes telescopios desdetierra ya están en marcha. La NASA hallegado a un acuerdo con el ObservatorioAstronómico Optico Nacional (NOAO) deEstados Unidos por el cual los proyectosLegacy tienen tiempo de observación ga-rantizado en los telescopios de los obser-vatorios de NOAO, el observatorio de KittPeak en Arizona y el de Cerro Tololo enChile. El Observatorio Europeo Austral(ESO) ha expresado también su decisiónde apoyar a los proyectos de Legado Cien-tífico de SIRTF con tiempo de observaciónen sus telescopios en Chile, incluyendo loscuatro telescopios de 8m de diámetro queconstituyen el Very Large Telescope (VLT).Es previsible y esperable que también elObservatorio Norte Europeo participe enlos proyectos de preparación y seguimien-to de los estudios de Legado Científico deSIRTF.

Algunos de los campos seleccionados paraser observados con SIRTF en el proyectoSWIRE ya han sido observados con el ISOy las galaxias infrarrojas detectadas seestán estudiando con telescopios desdetierra. De igual forma, las observacionescon SIRTF formarán la base de futuros es-tudios, a longitudes de onda más largas,con el satélite para el infrarrojo lejano yondas submilimétricas FIRST (Far-Infraredand Submm Space Telescope) de la Agen-cia Espacial Europea. España participa enFIRST como miembro de ESA, además detomar parte en la construcción de sus tresinstrumentos. Los proyectos de LegadoCientífico de SIRTF, y en particular el pro-yecto SWIRE, proporcionarán la base denuevos estudios que se podrán abordarsólo con grandes telescopios en tierracomo el Gran Telescopio Canarias (GTC),que será instalado en el Observatorio delRoque de los Muchachos, en La Palma.

"EL PRINCIPALOBJETIVO CIENTÍFICODE SWIRE ES ELESTUDIO DE LAEVOLUCIÓN DEGALAXIAS CONFORMACIÓN ESTELAR,GALAXIAS CONPOBLACIONESESTE LARESEVOLUCIONADAS YGALAXIAS ACTIVASHASTADESPLAZAMIENTOS ALROJO DE 2,5. SEESPERA DETECTARDEL ORDEN DE 2MILLONES DEGALAXIASSELECCIONADAS ENEL INFRARROJO."

Paginas WEB relevantes:

WEB del Centro Científico delsatélite SIRTF (SSC):http://sirtf.caltech.edu/

WEB sobre SIRTF en español:http://ipac.jpl.nasa.gov/SIRTFspanish/index.html

Anuncio de la selección de losprogramas de Legado Científicodel satélite SIRTF:http://sirtf.caltech.edu/SciUser/A_GenInfo/SSC_A1_Legacy_Selection.html

Programa "Orígenes" de NASAhttp://origins.jpl.nasa.gov/

WEB educativa sobreastronomía infrarroja en españolhttp://ipac.jpl.nasa.gov/SIRTFspanish/edu.html

Proyectos de Legado Científico de SIRTF

- The SIRTF Galactic Plane Survey- GOODS (The Great Observatories Origins Deep Survey)- From Molecular Cores to Planet-Forming Disks- The SIRTF Nearby Galaxies Survey (SINGS): Physics of the Star- Forming ISM and Galaxy Evolution- The SIRTF Wide-area InfraRed Extragalactic Survey (SWIRE)- The Formation and Evolution of Planetary Systems: Placing Our Solar System in Context

Un equipo interUn equipo interUn equipo interUn equipo interUn equipo internacional de astrofísicos franceses, nornacional de astrofísicos franceses, nornacional de astrofísicos franceses, nornacional de astrofísicos franceses, nornacional de astrofísicos franceses, norteamericanos yteamericanos yteamericanos yteamericanos yteamericanos yespañoles, entre los que se encuentran miembros del Instituto deespañoles, entre los que se encuentran miembros del Instituto deespañoles, entre los que se encuentran miembros del Instituto deespañoles, entre los que se encuentran miembros del Instituto deespañoles, entre los que se encuentran miembros del Instituto deAstrofísica de Canarias (IAC), ha descubierAstrofísica de Canarias (IAC), ha descubierAstrofísica de Canarias (IAC), ha descubierAstrofísica de Canarias (IAC), ha descubierAstrofísica de Canarias (IAC), ha descubierto una de las estrellas másto una de las estrellas másto una de las estrellas másto una de las estrellas másto una de las estrellas máscercanas a nuestro Sistema Solarcercanas a nuestro Sistema Solarcercanas a nuestro Sistema Solarcercanas a nuestro Sistema Solarcercanas a nuestro Sistema Solar. El hallazgo ha sido posible gracias al. El hallazgo ha sido posible gracias al. El hallazgo ha sido posible gracias al. El hallazgo ha sido posible gracias al. El hallazgo ha sido posible gracias alestudio de los datos contenidos en el carestudio de los datos contenidos en el carestudio de los datos contenidos en el carestudio de los datos contenidos en el carestudio de los datos contenidos en el cartografiado infrarrojo DENIStografiado infrarrojo DENIStografiado infrarrojo DENIStografiado infrarrojo DENIStografiado infrarrojo DENIS(((((Deep NearDeep NearDeep NearDeep NearDeep Near-Infrared Sur-Infrared Sur-Infrared Sur-Infrared Sur-Infrared Surveyveyveyveyvey), que utiliza un telescopio de 1m del), que utiliza un telescopio de 1m del), que utiliza un telescopio de 1m del), que utiliza un telescopio de 1m del), que utiliza un telescopio de 1m delObserObserObserObserObservatorio Europeo Austral, en Chile, y el telescopio Keck I, de 10mvatorio Europeo Austral, en Chile, y el telescopio Keck I, de 10mvatorio Europeo Austral, en Chile, y el telescopio Keck I, de 10mvatorio Europeo Austral, en Chile, y el telescopio Keck I, de 10mvatorio Europeo Austral, en Chile, y el telescopio Keck I, de 10mde diámetro, del Obserde diámetro, del Obserde diámetro, del Obserde diámetro, del Obserde diámetro, del Observatorio de Hawai. Siguiendo las norvatorio de Hawai. Siguiendo las norvatorio de Hawai. Siguiendo las norvatorio de Hawai. Siguiendo las norvatorio de Hawai. Siguiendo las normas de lamas de lamas de lamas de lamas de laUnión Astronómica InterUnión Astronómica InterUnión Astronómica InterUnión Astronómica InterUnión Astronómica Internacional, el nuevo cuerpo celeste ha sidonacional, el nuevo cuerpo celeste ha sidonacional, el nuevo cuerpo celeste ha sidonacional, el nuevo cuerpo celeste ha sidonacional, el nuevo cuerpo celeste ha sidobautizado como DENIS-P J104814.7-395606.1, y su descubrimiento serábautizado como DENIS-P J104814.7-395606.1, y su descubrimiento serábautizado como DENIS-P J104814.7-395606.1, y su descubrimiento serábautizado como DENIS-P J104814.7-395606.1, y su descubrimiento serábautizado como DENIS-P J104814.7-395606.1, y su descubrimiento serápublicado en febrero de 2001 en la revista especializadapublicado en febrero de 2001 en la revista especializadapublicado en febrero de 2001 en la revista especializadapublicado en febrero de 2001 en la revista especializadapublicado en febrero de 2001 en la revista especializada AstronomyAstronomyAstronomyAstronomyAstronomyand Astrophysics Lettersand Astrophysics Lettersand Astrophysics Lettersand Astrophysics Lettersand Astrophysics Letters.....

LA ESTRELLA MÁS PEQUEÑALA ESTRELLA MÁS PEQUEÑALA ESTRELLA MÁS PEQUEÑALA ESTRELLA MÁS PEQUEÑALA ESTRELLA MÁS PEQUEÑADE LA VECINDAD SOLARDE LA VECINDAD SOLARDE LA VECINDAD SOLARDE LA VECINDAD SOLARDE LA VECINDAD SOLAR

El interés por estudiar las estrellas máscercanas a nosotros radica en que nospermiten conocer con gran fiabilidad lasdiferentes poblaciones estelares denuestra galaxia, la Vía Láctea. Estas es-trellas, al ser cercanas, resultan másbrillantes que las estrellas similares si-tuadas a mayor distancia, de modo quepueden detectarse y observarse conmayor detalle. De este modo podemossaber con más precisión cómo se hanformado las estrellas en nuestra vecin-dad y extrapolar este conocimiento alresto de nuestra galaxia. Por este moti-vo, los astrónomos están dedicandograndes esfuerzos a la búsqueda de es-trellas de nuestro entorno galáctico, y elejemplo más reciente de un resultadode este trabajo es DENIS-P J104814.7-395606.1, un objeto de masa inferior a

la décima parte de la masa solar y quese encuentra a una distancia de sólo 13años luz del Sol (Próxima Centauri, laestrella más cercana al Sol, se encuen-tra a 4 años luz).

Historia de un descubrimientoHistoria de un descubrimientoHistoria de un descubrimientoHistoria de un descubrimientoHistoria de un descubrimiento

DENIS-P J104814.7-395606.1 fue des-cubierto la primavera pasada, cuandoXavier Delfosse, (entonces astrónomodel IAC y actualmente en el Observato-rio de Grenoble, Francia), y ThierryForveille (Canada-France-HawaiResearch Corporation), analizaban lasimágenes de DENIS, pudiendo identifi-car un objeto muy rojo y relativamentebrillante. Con el cartografiado DENIS sehan encontrado muchos objetos rojos(incluidas algunas de las primeras ena-

Imágenes de una misma zona del cielo en tres fechas distintas; se puede apreciar el movimiento de la estrella señalada en relación al fondo de estrellas.

LOS ASTRÓNOMOSLOS ASTRÓNOMOSLOS ASTRÓNOMOSLOS ASTRÓNOMOSLOS ASTRÓNOMOSESTIMAN QUE SUESTIMAN QUE SUESTIMAN QUE SUESTIMAN QUE SUESTIMAN QUE SU

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MÁS CERCANA ALMÁS CERCANA ALMÁS CERCANA ALMÁS CERCANA ALMÁS CERCANA ALSISTEMA SOLAR.SISTEMA SOLAR.SISTEMA SOLAR.SISTEMA SOLAR.SISTEMA SOLAR.

nas marrones), pero éste era particu-larmente brillante. En un primer momen-to, se barajaban dos hipótesis: un obje-to de muy baja masa cercano o una es-trella gigante roja muy lejana.

Para descartar esta segunda posibili-dad, se recurrió al estudioespectroscópico del objeto con el fin deaplicar diversas pruebas. Delfosse yForvielle junto con Eduardo Martín, as-trónomo doctorado en el IAC que actual-mente trabaja en el Instituto de Astro-nomía de la Universidad de Hawai, hanestudiado a lo largo de los últimos cua-tro años la naturaleza de candidatas aenanas marrones encontradas conDENIS y, junto con otros colaboradores,han propuesto una nueva clasificaciónde estrellas extremadamente frías (tipoL). En 1993, Eduardo Martín fue uno delos astrónomos del grupo de RafaelRebolo (IAC/CSIC) que idearon unaprueba espectroscópica que permitedistinguir entre estrellas de muy bajamasa y enanas marrones, la denomina-da “prueba del litio”, que se ha aplicadodesde entonces para confirmar la natu-raleza de muchas candidatas a enanamarrón.

La noche del 30 de mayo de 2000, Mar-tín apuntó el telescopio óptico más gran-de del mundo, el Keck I, de 10m del Ob-servatorio Mauna Kea, en Hawai, al ob-jeto identificado con DENIS. Consiguióun espectro de alta resolución que indi-caba la presencia de intensas líneas deabsorción de cesio y de óxido de titanio,pero no había rastro de litio en el es-pectro del objeto. La presencia de cesiodescartaba definitivamente la posibili-dad de una gigante roja. La ausencia delitio en los datos del Keck indicaban, portanto, que debía tratarse de una estrellaenana muy cercana con una masa en-tre 0,09 y 0,06 veces la masa del Sol,aunque no descartaba que pudiera tra-tarse de una enana marrón (el límiteentre una estrella y una enana marrónestá en unas 0,07 masas del Sol). Unaestrella enana es un tipo de estrella co-mún como nuestro Sol y que no tienerelación con las enanas marrones. Ladiferencia fundamental entre una ena-na marrón y una estrella es que la ena-na marrón es una subestrella en la quela falta de masa no ha permitido que ensu interior tengan lugar las reaccionestermonucleares típicas de una estrella.

Una estrella enana muy cercana debe-ría presentar un movimiento aparentecon respecto al fondo de estrellas máslejanas. Así, Jean Guibert y Françoise

Crifo, del Observatorio de París (Fran-cia), buscaron a DENIS-P J104814.7-395606.1 en placas fotográficas anti-guas y la encontraron en imágenes ob-tenidas hace 25 años, pudiendo deter-minar que ha registrado un desplaza-miento considerable entre 1986 y 1999.Este amplio movimiento propio (de 1,5segundos de arco anuales) confirmaque se trata de una de nuestras veci-nas más cercanas. Los astrónomos es-timan que su distancia a nosotros es deunos 13 años luz, aunque esta cifra esaún incierta por estar basada en compa-raciones con otros objetos del mismo tipoespectral. DENIS-P J104814.7-395606.1se encuentra entre la 12ª y la 40ª estrellamás cercana al Sistema Solar.

¿Cómo es posible que una estrella tancercana no se haya descubierto antes?A pesar de su cercanía, su poca masahace que sea un objeto débil y frío. Lasestrellas frías y las enanas marroneshan pasado hasta ahora inadvertidas alos astrónomos, especialmente en elHemisferio Sur, que no se ha estudiadotan sistemáticamente como el Hemisfe-rio Norte. Ahora, el cartografiado infra-rrojo DENIS, dedicado especialmente aestudiar el cielo del Hemisferio Sur, per-mite identificar este tipo de objetos, ypronto contará con un censo de estre-llas de muy baja masa y enanas marro-nes de la vecindad solar. DENIS-PJ104814.7-395606.1 es el objeto másbrillante de su tipo espectral, por lo queconstituye un punto de referencia parafuturos estudios de estrellas de muy bajamasa y enanas marrones.

INVESTIGADORES:INVESTIGADORES:INVESTIGADORES:INVESTIGADORES:INVESTIGADORES:

- Xavier Delfosse(IAC/Obs. de Grenoble, Francia)

- Thierry Forveille(Canada-France-Hawaii Telescope Corporation/Obs. de Grenoble, Francia)

- Eduardo Martin(Univ. De Hawai, EEUU)

- Jean Guibert(INSU/Obs. de París, Francia)

- Jean Borsenberger(Inst. de Astrofísica de París, Francia)

- Francoise Crifo(Inst. de Astrofísica de París, Francia)

- Cristophe Alard(Obs. de París, Francia)

- Nicolas Epchtein(Obs. de Niza, Francia)

- Pascal Fouque(Obs. de París, Francia/ ESO, Chile)

- Guy Simon(Obs. de París, Francia)

- Francoise Tajahmady(INSU/Obs. de París, Francia)

DENIS-PDENIS-PDENIS-PDENIS-PDENIS-PJ104814.7-395606.1J104814.7-395606.1J104814.7-395606.1J104814.7-395606.1J104814.7-395606.1ES EL OBJETO MÁSES EL OBJETO MÁSES EL OBJETO MÁSES EL OBJETO MÁSES EL OBJETO MÁSBRILLANTE DE SU TIPOBRILLANTE DE SU TIPOBRILLANTE DE SU TIPOBRILLANTE DE SU TIPOBRILLANTE DE SU TIPOESPECTRAL, POR LOESPECTRAL, POR LOESPECTRAL, POR LOESPECTRAL, POR LOESPECTRAL, POR LOQUE CONSTITUYE UNQUE CONSTITUYE UNQUE CONSTITUYE UNQUE CONSTITUYE UNQUE CONSTITUYE UNPUNTO DE REFERENCIAPUNTO DE REFERENCIAPUNTO DE REFERENCIAPUNTO DE REFERENCIAPUNTO DE REFERENCIAPPPPPARA FUTUROSARA FUTUROSARA FUTUROSARA FUTUROSARA FUTUROSESTUDIOS DEESTUDIOS DEESTUDIOS DEESTUDIOS DEESTUDIOS DEESTRELLAS DE MUYESTRELLAS DE MUYESTRELLAS DE MUYESTRELLAS DE MUYESTRELLAS DE MUYBAJA MASA Y ENANASBAJA MASA Y ENANASBAJA MASA Y ENANASBAJA MASA Y ENANASBAJA MASA Y ENANASMARRONES.MARRONES.MARRONES.MARRONES.MARRONES.

En julio de 2000 y en obserEn julio de 2000 y en obserEn julio de 2000 y en obserEn julio de 2000 y en obserEn julio de 2000 y en observaciones realizadas desde el Observaciones realizadas desde el Observaciones realizadas desde el Observaciones realizadas desde el Observaciones realizadas desde el Observatoriovatoriovatoriovatoriovatoriodel Roque de los Muchachos, investigadores del IAC comprobarondel Roque de los Muchachos, investigadores del IAC comprobarondel Roque de los Muchachos, investigadores del IAC comprobarondel Roque de los Muchachos, investigadores del IAC comprobarondel Roque de los Muchachos, investigadores del IAC comprobaronasombrados la desintegración repentina del cometa C/1999 S4asombrados la desintegración repentina del cometa C/1999 S4asombrados la desintegración repentina del cometa C/1999 S4asombrados la desintegración repentina del cometa C/1999 S4asombrados la desintegración repentina del cometa C/1999 S4(LINEAR). Este cometa nunca llegó a ser tan brillante como se esperaba(LINEAR). Este cometa nunca llegó a ser tan brillante como se esperaba(LINEAR). Este cometa nunca llegó a ser tan brillante como se esperaba(LINEAR). Este cometa nunca llegó a ser tan brillante como se esperaba(LINEAR). Este cometa nunca llegó a ser tan brillante como se esperabay mostró un compory mostró un compory mostró un compory mostró un compory mostró un comportamiento singular durante su aproximación al Sol.tamiento singular durante su aproximación al Sol.tamiento singular durante su aproximación al Sol.tamiento singular durante su aproximación al Sol.tamiento singular durante su aproximación al Sol.Aunque es posible que el cometa LINEAR fuese simplemente un cometaAunque es posible que el cometa LINEAR fuese simplemente un cometaAunque es posible que el cometa LINEAR fuese simplemente un cometaAunque es posible que el cometa LINEAR fuese simplemente un cometaAunque es posible que el cometa LINEAR fuese simplemente un cometaatípico, su desintegración ha ofrecido por primera vez la oporatípico, su desintegración ha ofrecido por primera vez la oporatípico, su desintegración ha ofrecido por primera vez la oporatípico, su desintegración ha ofrecido por primera vez la oporatípico, su desintegración ha ofrecido por primera vez la oportunidadtunidadtunidadtunidadtunidadde estudiar con detalle la estructura de un núcleo cometario.de estudiar con detalle la estructura de un núcleo cometario.de estudiar con detalle la estructura de un núcleo cometario.de estudiar con detalle la estructura de un núcleo cometario.de estudiar con detalle la estructura de un núcleo cometario.

C/1999 S4 LINEAR:C/1999 S4 LINEAR:C/1999 S4 LINEAR:C/1999 S4 LINEAR:C/1999 S4 LINEAR:la muerla muerla muerla muerla muerte de un cometate de un cometate de un cometate de un cometate de un cometa

MARK KIDGER (IAC)El cometa C/1999 S4 (LINEAR) fue des-cubierto el 27 de septiembre de 2000 conel Telescopio LINEAR de las FuerzasAéreas de Estados Unidos y del Labora-torio Lincoln. Al ser relativamente brillante(V≈16) y hallarse a una distanciaheliocéntrica elevada (r≈4,3UA) existíanfundadas esperanzas de que pudiera serfácilmente visible a simple vista. Sin em-bargo, el cometa mostró una serie deanomalías importantes durante su aproxi-mación al Sol. Aunque se trataba de un

objeto nuevo, recién llegado de la nubede Oort, el brillo del cometa aumentó len-tamente. También mostró una serie depequeños estallidos, en algunos casoscon desprendimiento de fragmentos. Ala vez, se puso de manifiesto que las fuer-zas no gravitatorias que actuasen sobreel cometa –las llamadas “fuerzas chorro”,ya que suelen deberse al impulso de loschorros salientes del núcleo– eran extraor-dinariamente grandes, a pesar de que elcometa no mostró chorros activos tal comose aprecia en la imagen del cometa obtenidaen la banda U con el telescopio “JacobusKapteyn” (JKT), del Observatorio del Roquede los Muchachos (ORM), el 23 de julio.La magnitud de las fuerzas no gravitatoriaspuede explicarse si el diámetro del núcleofuese muy pequeño, del orden de 200 a300 m, antes de fragmentarse.

La fragmentación del núcleoLa fragmentación del núcleoLa fragmentación del núcleoLa fragmentación del núcleoLa fragmentación del núcleo

Durante un seguimiento rutinario con elJKT se detectó la fragmentación total delcometa. El día 24 de julio, el aspecto delcometa era todavía totalmente normal,pero la noche del 25 de julio se vio quela condensación nuclear del cometa es-taba muy deformada y alargada en la di-rección antisolar. Los contornos de laimagen señalaban el grado de deforma-ción que indicaba una disrupción total delnúcleo sin que existiese ningún sub-nú-cleo grande.

Al mismo tiempo, el brillo del cometa seredujo en un factor de aproximadamente 5en 24 horas. Esta rotura del núcleo del co-meta fue confirmada el día 26 por JavierLicandro y colaboradores, con el Telesco-pio Nacional "Galileo", de 3,5 m, del ORM.El desplazamiento de unos 25 segundosde arco (7.500 km) del centro de brillodel cometa en dirección antisolar obser-vado en las imágenes del día 27 permitiócalcular que la velocidad de expansión erade unos 20 m/s, lo que demostraba que la“nube de escombros” estaba compuestaImagen negativa del cometa C/1999 S4 obtenida el 23 de julio con el telescopio"Jacobus Kapteyn" (JKT), en el Observatorio del Roque de los Muchachos.

por materia sólida y que constituía la ma-yor parte de la masa del núcleo.

El día 1 de agosto se realizaron dos ex-posiciones profundas del cometa con elTelescopio "Isaac Newton" (INT), delORM, sin que se detectase claramenteningún fragmento del núcleo. Estas imá-genes impusieron unos limites muy res-trictivos sobre la magnitud absoluta y eltamaño de los posibles subnúcleos. Su-poniendo unos colores solares y una leyde cuarta potencia, la magnitud absolu-ta de cualquier fragmento del núcleo se-ría de HV>25.0, con un radio máximo co-rrespondiente para fragmentos activos dehielo de 40 cm. Sub-núcleos de compo-sición rocosa y sin sublimación de volá-tiles podrían tener un radio de 80 m paraun albedo del 5%.

Estas imágenes muestran la presenciade una estructura parecida a la punta deuna lanza. También se detectó esta es-tructura en las imágenes anteriores delJKT obtenidas hasta el 31 de julio, dan-do lugar a la predicción, publicada pos-teriormente en la Circular Número 7473de la IAU (Unión Astronómica Internacio-nal), de que deberían detectarse frag-mentos muy débiles del núcleo en estaposición, lo que pudo confirmarse con lasimágenes obtenidas el 8 de agosto conel telescopio espacial “Hubble” y el VeryLarge Telescope (VLT) (Weaver et al.:2000, IAUC 7476). Estas observacionesindicaron que la magnitud del fragmentode mayor tamaño era de R≈24 (aunquelos fragmentos mostraron una variabili-dad considerable), correspondiente aHV≈27. Aunque existe un gran debateacerca del tamaño de los fragmentos ob-servados, la mayoría de los expertoscreen que no podrían ser mayores que

Obtención y reducción de las imágenes:Obtención y reducción de las imágenes:Obtención y reducción de las imágenes:Obtención y reducción de las imágenes:Obtención y reducción de las imágenes:

-Telescopio "Jacobus Kapteyn".del Isaac Newton Group.Observaciones y procesado: Mark Kidger-Telescopio "Isaac Newton",del Isaac Newton Group.Observaciones: Romano Corradi yNeil O’Mahoney.Reducción y procesado: Mark Kidger.

unas pocas decenas de metros en diá-metro y, por tanto, representan menos del1% de la masa inicial del núcleo.

Aunque el comportamiento del cometaLINEAR ha sido muy atípico en muchossentidos, las observaciones de la roturade su núcleo son consistentes con elmodelo que propone que el núcleo deun cometa, lejos de ser un cuerpo sólidotal y como lo contempló Whipple en losaños 50, se ajusta más al modelo quepropone que está formado por una masade escombros. Para un cometa típico lostamaños van desde unos metros o me-nos de diámetro hasta tal vez kilómetros,todos sostenidos por una matriz, proba-blemente de hielo. Las observaciones delcometa LINEAR permitirán conocer lostamaños de los bloques que formaron sunúcleo.

Imagen del cometa obtenida el 25 de julio con elTelescopio "Jacobus Kapteyn".

Exposición profunda del cometarealizada el 1 de agosto con elTelescopio "Isaac Newton".

En la imagen izquierda, aspecto del cometa el 24 de julio, en que aparece normal. En la imagen derecha, obtenida el día 25 de julio,se muestra la disrupción total del núcleo del cometa.

Durante cada una de sus obserDurante cada una de sus obserDurante cada una de sus obserDurante cada una de sus obserDurante cada una de sus observaciones, las cámaras EPIC delvaciones, las cámaras EPIC delvaciones, las cámaras EPIC delvaciones, las cámaras EPIC delvaciones, las cámaras EPIC delobserobserobserobserobservatorio de rayos Xvatorio de rayos Xvatorio de rayos Xvatorio de rayos Xvatorio de rayos X XMM-NewtonXMM-NewtonXMM-NewtonXMM-NewtonXMM-Newton detectan entre 30 y 200 nuevasdetectan entre 30 y 200 nuevasdetectan entre 30 y 200 nuevasdetectan entre 30 y 200 nuevasdetectan entre 30 y 200 nuevasfuentes de rayos X en su campo de visión de medio grado de diámetro.fuentes de rayos X en su campo de visión de medio grado de diámetro.fuentes de rayos X en su campo de visión de medio grado de diámetro.fuentes de rayos X en su campo de visión de medio grado de diámetro.fuentes de rayos X en su campo de visión de medio grado de diámetro.Este catálogo de nuevas fuentes crece al ritmo de unas 50.000 porEste catálogo de nuevas fuentes crece al ritmo de unas 50.000 porEste catálogo de nuevas fuentes crece al ritmo de unas 50.000 porEste catálogo de nuevas fuentes crece al ritmo de unas 50.000 porEste catálogo de nuevas fuentes crece al ritmo de unas 50.000 poraño, por lo que la Agencia Europea del Espacio (ESA) encargó alaño, por lo que la Agencia Europea del Espacio (ESA) encargó alaño, por lo que la Agencia Europea del Espacio (ESA) encargó alaño, por lo que la Agencia Europea del Espacio (ESA) encargó alaño, por lo que la Agencia Europea del Espacio (ESA) encargó alconsorcioconsorcioconsorcioconsorcioconsorcio SurSurSurSurSurvey Science Centrevey Science Centrevey Science Centrevey Science Centrevey Science Centre (SSC) su catalogación. El proyecto(SSC) su catalogación. El proyecto(SSC) su catalogación. El proyecto(SSC) su catalogación. El proyecto(SSC) su catalogación. El proyectode tiempo interde tiempo interde tiempo interde tiempo interde tiempo internacional AXISnacional AXISnacional AXISnacional AXISnacional AXIS (An XMM-Inter(An XMM-Inter(An XMM-Inter(An XMM-Inter(An XMM-International Surnational Surnational Surnational Surnational Survey),vey),vey),vey),vey), lideradolideradolideradolideradolideradopor Xavier Barcons, Investigador Científico del CSIC en el Instituto depor Xavier Barcons, Investigador Científico del CSIC en el Instituto depor Xavier Barcons, Investigador Científico del CSIC en el Instituto depor Xavier Barcons, Investigador Científico del CSIC en el Instituto depor Xavier Barcons, Investigador Científico del CSIC en el Instituto deFísica de Cantabria, proporciona la espina dorsal de esa tarea, alFísica de Cantabria, proporciona la espina dorsal de esa tarea, alFísica de Cantabria, proporciona la espina dorsal de esa tarea, alFísica de Cantabria, proporciona la espina dorsal de esa tarea, alFísica de Cantabria, proporciona la espina dorsal de esa tarea, alobtener imágenes con los telescopios de los Obserobtener imágenes con los telescopios de los Obserobtener imágenes con los telescopios de los Obserobtener imágenes con los telescopios de los Obserobtener imágenes con los telescopios de los Observatorios del IAC envatorios del IAC envatorios del IAC envatorios del IAC envatorios del IAC enel óptico e infrarrojo y espectros de amplias muestras de estas fuentesel óptico e infrarrojo y espectros de amplias muestras de estas fuentesel óptico e infrarrojo y espectros de amplias muestras de estas fuentesel óptico e infrarrojo y espectros de amplias muestras de estas fuentesel óptico e infrarrojo y espectros de amplias muestras de estas fuentesde rayos X hasta ahora desconocidas.de rayos X hasta ahora desconocidas.de rayos X hasta ahora desconocidas.de rayos X hasta ahora desconocidas.de rayos X hasta ahora desconocidas.

AVAVAVAVAVANCES EN EL PROYECTO "AXIS"ANCES EN EL PROYECTO "AXIS"ANCES EN EL PROYECTO "AXIS"ANCES EN EL PROYECTO "AXIS"ANCES EN EL PROYECTO "AXIS"(An XMM-Newton Inter(An XMM-Newton Inter(An XMM-Newton Inter(An XMM-Newton Inter(An XMM-Newton International Surnational Surnational Surnational Surnational Survey)vey)vey)vey)vey)

XAVIER BARCONS(Instituto de Física de Cantabria,

CSIC-UC)XMM-Newton, el mayor observatorio derayos X en órbita, fue lanzado por laAgencia Espacial Europea (ESA) el 10de diciembre de 1999. Consta de trestelescopios de rayos X, que recogeny focalizan esta radiación por incidenciarasante, coalineados con un telescopio óp-tico/ultravioleta (elOptical Monitor – OM).La resolución espacial de los telesco-

pios de rayos X es ~15” (anchura queencierra el 90% de la energía) sobretodo su campo de visión de 30’ de diá-metro. La nitidez con la que XMM-Newton es capaz de formar imágenesde rayos X es por tanto sensiblementeinferior a la del observatorio Chandrade la NASA, que alcanza 1” cerca deleje óptico. Como contrapartida, XMM-Newton posee una superficie efectivade colección de fotones entre 5 y 30veces superior a la de Chandra. Losrayos X focalizados por los telescopiosson recogidos por 3 cámaras CCD (1en cada telescopio) que constituyen elinstrumento EPIC (European PhotonImaging Camera). En dos de los tele-scopios, la mitad de la luz es dispersadapor un espectrógrafo de reflexión (elReflection Grating Spectrograph -RGS).Los tres instrumentos EPIC, RGS y OMfuncionan simultáneamente y propor-cionan una completa visión de las fuen-tes de rayos X estudiadas.

Una de las propiedades másdestacables de XMM-Newton, y enparticular de sus cámaras EPIC, es sugran campo de visión: 30’ de diámetro(como la Luna llena). En cada obser-vación que XMM-Newton realiza conlas cámaras EPIC operando al comple-to, se detectan entre 30 y 200 nuevasfuentes de rayos X cuya posición entradentro del campo de visión de EPIC. Alo largo de un año, se espera que elcenso de fuentes de rayos X aumenteen unas 50.000 (similar al número to-tal de fuentes de rayos X conocidasantes del lanzamiento de XMM-Newton), y por tanto en los 10 años devida que se esperan para este obser-

Imagen del campo de la galaxia activa Mkn 205 obtenida por la cámara EPIC pn deXMM-Newton, donde se detectan unas 60 fuentes de rayos X además de Mkn 205

(FOTO: ESA)

vatorio se habrán detectado alrededorde medio millón de nuevas fuentes derayos X. La catalogación e identifica-ción de esa enorme base de datos cu-yas posibilidades de explotación cien-tífica son inmensas fue encargada porla ESA al consorcio Survey ScienceCentre (SSC), liderado por el Dr. M.G.Watson, de la Universidad de Leicester.El SSC está constituido por nueve cen-tros europeos, entre los que se encuen-tra el Instituto de Física de Cantabria.

El programa de identificación de estagran cantidad de fuentes de rayos Xestá diseñado en dos partes: en pri-mer lugar se identifican completamen-te (incluyendo espectroscopía óptica y/o infrarroja) amplias muestras de fuen-tes de rayos X, acudiendo a bases dedatos y sobre todo a telescopios ópti-cos e infrarrojos terrestres; en segun-do lugar, se diseña un procedimientode identificación estadística medianteel cual, basándose en las propiedades(flujos, colores) en rayos X y fotometríaóptica e infrarroja, se asignarían a cadanueva fuente de rayos X unas probabi-lidades de corresponder a uno u otrotipo de fuente astronómica (cuásar,

cúmulo de galaxias, corona estelar, ga-laxia normal, etc.).

El proyecto AXISEl proyecto AXISEl proyecto AXISEl proyecto AXISEl proyecto AXIS

El proyecto internacional AXIS (AnXMM-International Survey) constituyela espina dorsal de este programa. Elequipo AXIS (en el que participan in-vestigadores de 13 centros europeosincluidos el Instituto de Astrofísica deCanarias, el Laboratorio de AstrofísicaEspacial y Física Fundamental y el Ins-tituto de Física de Cantabria, que locoordina) pretende identificarespectroscópicamente entre 1.000 y1.500 nuevas fuentes de rayos X ha-ciendo uso de un total de aproximada-mente 85 noches de observación queel Comité Científico Internacional de losObservatorios del IAC le ha otorgadoentre los años 2000 y 2001. Además,pretende obtener imágenes de grancampo en muchas zonas donde XMM-Newton realizará sus observaciones.

Específicamente, y en sintonía con lainstrumentación disponible en el Obser-vatorio del Roque de los Muchachos(ORM), AXIS pretende identificar cen-

Espectro óptico de la binaria Be+ enana blanca SS397 que se menciona en el texto, obtenido con elespectrógrafo doble ISIS en el telescopio “William Herschel” (WHT), del Observatorio del Roque de losMuchachos.

Páginas web de interés:Páginas web de interés:Páginas web de interés:Páginas web de interés:Páginas web de interés:

Proyecto AXIS:http://www.ifca.unican.es/~xray/AXISObservatorio XMM-Newton:http://xmm.esa.intCentro de OperacionesCientíficas de XMM-Newton:http://xmm.vilspa.esa.esXMM-Newton Survey ScienceCentre (SSC):http://xmmssc-www.star.le.ac.uk

"EL EQUIPO AXIS"EL EQUIPO AXIS"EL EQUIPO AXIS"EL EQUIPO AXIS"EL EQUIPO AXISPRETENDEPRETENDEPRETENDEPRETENDEPRETENDEIDENTIFICARIDENTIFICARIDENTIFICARIDENTIFICARIDENTIFICARESPECTROSCÓPICA-ESPECTROSCÓPICA-ESPECTROSCÓPICA-ESPECTROSCÓPICA-ESPECTROSCÓPICA-MENTE ENTRE 1.000 YMENTE ENTRE 1.000 YMENTE ENTRE 1.000 YMENTE ENTRE 1.000 YMENTE ENTRE 1.000 Y1.500 NUEV1.500 NUEV1.500 NUEV1.500 NUEV1.500 NUEVAS FUENTESAS FUENTESAS FUENTESAS FUENTESAS FUENTESDE RADE RADE RADE RADE RAYOS X HACIENDOYOS X HACIENDOYOS X HACIENDOYOS X HACIENDOYOS X HACIENDOUSO DE UN TOTUSO DE UN TOTUSO DE UN TOTUSO DE UN TOTUSO DE UN TOTAL DEAL DEAL DEAL DEAL DEAPROXIMADAMENTE 85APROXIMADAMENTE 85APROXIMADAMENTE 85APROXIMADAMENTE 85APROXIMADAMENTE 85NOCHES DENOCHES DENOCHES DENOCHES DENOCHES DEOBSEROBSEROBSEROBSEROBSERVVVVVACIÓN QUE ELACIÓN QUE ELACIÓN QUE ELACIÓN QUE ELACIÓN QUE ELCOMITÉ CIENTÍFICOCOMITÉ CIENTÍFICOCOMITÉ CIENTÍFICOCOMITÉ CIENTÍFICOCOMITÉ CIENTÍFICOINTERNACIONAL DEINTERNACIONAL DEINTERNACIONAL DEINTERNACIONAL DEINTERNACIONAL DELOS OBSERLOS OBSERLOS OBSERLOS OBSERLOS OBSERVVVVVAAAAATORIOSTORIOSTORIOSTORIOSTORIOSDEL IAC LE HADEL IAC LE HADEL IAC LE HADEL IAC LE HADEL IAC LE HAOTORGADO ENTRE LOSOTORGADO ENTRE LOSOTORGADO ENTRE LOSOTORGADO ENTRE LOSOTORGADO ENTRE LOSAÑOS 2000 Y 2001."AÑOS 2000 Y 2001."AÑOS 2000 Y 2001."AÑOS 2000 Y 2001."AÑOS 2000 Y 2001."

tenares de fuentes dentro y fuera delplano de nuestra galaxia. En concreto,a latitudes galácticas altas, donde la po-blación de fuentes de rayos X es pre-dominantemente extragaláctica, se ex-plorarán dos dominios de flujo de ra-yos X: fuentes más brillantes que 10-14erg cm-2 s-1 (en la banda de referenciaentre 0,5 y 4,5 keV), que constituyenla “muestra media”, y fuentes más bri-llantes que 10-13 erg cm-2 s-1 en la mis-ma banda, que constituyen la “muestrabrillante”. Hay otra “muestra débil” (flu-jo límite 10-15 erg cm-2 s-1) que será ex-plorada con telescopios de 8-10 m dediámetro. Además, se identificará tam-bién una muestra de fuentes del planogaláctico. Las densidades superficialesde estas muestras hacen apropiado eluso del espectrógrafo de fibrasAUTOFIB2/WYFFOS en el telescopio“William Herschel” (WHT), del ORM,para la muestra media y la muestra delplano galáctico, mientras que la mues-tra bril lante se identificará conespectrógrafos de rendija simple comoALFOSC en el telescopio Nórdico Óp-tico (NOT), del ORM. Las fuentes másrojas o más débiles en las muestrasmedia y galáctica escapan a menudola identificación con fibras para lo quese utilizará el espectrógrafo doble ISISen el WHT o el espectrógrafo DOLO-RES en el telescopio “Galileo” (TNG),del ORM.

Finalmente, el telescopio INT se utili-zará íntegramente para tomar imáge-nes de gran campo, usando la WFCpara el óptico o CIRSI para el infrarrojocercano. Para aquellas fuentes queescapan a la detección en estos ins-trumentos, se tomará imagen profun-da en el TNG con OIG o DOLORES enel óptico o NICS en el infrarrojo.

Primeros resultados de AXISPrimeros resultados de AXISPrimeros resultados de AXISPrimeros resultados de AXISPrimeros resultados de AXIS

Después de los primeros meses de ob-servación, AXIS ha podido identificar yalas primeras fuentes de rayos X, ade-más de comprobar que la estrategia einstrumentación elegidas son las ade-cuadas para el proyecto. Hasta princi-pios de este año se han identificado untotal de 78 fuentes (19 en el plano ga-láctico y 59 fuera de él), siendo las pri-meras fuentes descubiertas por XMM-Newton que se identifican.

En el plano galáctico, la mayoría (12)de las fuentes identificadas correspon-den a coronas estelares activas. Estose muestra habitualmente por la pre-sencia de líneas de emisión Balmer yen algunos casos hasta de Ca, H y K.La emisión en rayos X de ese tipo defuentes se cree producida por su rápi-da rotación combinada con fuertes yvariables campos magnéticos. Al serXMM-Newton mucho más sensible quesus predecesores (por ejemploROSAT), particularmente a los rayos Xduros, se están encontrando casos don-de las líneas de emisión Balmer sonmuy débiles.

Entre las otras fuentes encontradas enlatitudes galácticas bajas destaca unabinaria formada por una estrella Be,además de, con gran probabilidad, unaenana blanca. Este tipo de fuentes haeludido a menudo su detección en ra-yos X, mostrándose nuevamente quela sensibilidad de XMM-Newton es pie-za clave para conocer nuestra propiagalaxia.

Fuera del plano galáctico, la mayoríade las fuentes identificadas (37 de 59)son cuásares u otros AGNs con líneasde emisión anchas. La profundidad a laque llega la “muestra media” quedapuesta en evidencia al haber aparecidovarios de estos objetos a desplazamien-tos al rojo de z>2. Los AGNs son lasfuentes más numerosas de rayos X delUniverso. La emisión X (que excede los1042 erg s-1 en general y 1044 erg s-1 enlos cuásares) procede del propio disco

Espectro el cuásar de tipo BAL que se menciona en el texto, donde se han señalado lasprincipales líneas de emisión en rojo y las absorciones producidas por el material

expulsado desde el propio cuásar en verde.

"AXIS HA PODIDO"AXIS HA PODIDO"AXIS HA PODIDO"AXIS HA PODIDO"AXIS HA PODIDOIDENTIFICAR YIDENTIFICAR YIDENTIFICAR YIDENTIFICAR YIDENTIFICAR YA LASA LASA LASA LASA LASPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTES

DE RADE RADE RADE RADE RAYOS X, ADEMÁSYOS X, ADEMÁSYOS X, ADEMÁSYOS X, ADEMÁSYOS X, ADEMÁSDE COMPROBAR QUEDE COMPROBAR QUEDE COMPROBAR QUEDE COMPROBAR QUEDE COMPROBAR QUE

LA ESTRALA ESTRALA ESTRALA ESTRALA ESTRATEGIA ETEGIA ETEGIA ETEGIA ETEGIA EINSTRUMENTINSTRUMENTINSTRUMENTINSTRUMENTINSTRUMENTACIÓNACIÓNACIÓNACIÓNACIÓNELEGIDAS SON LASELEGIDAS SON LASELEGIDAS SON LASELEGIDAS SON LASELEGIDAS SON LAS

ADECUADAS PADECUADAS PADECUADAS PADECUADAS PADECUADAS PARA ELARA ELARA ELARA ELARA ELPROYECTO. HASTPROYECTO. HASTPROYECTO. HASTPROYECTO. HASTPROYECTO. HASTAAAAA

PRINCIPIOS DE ESTEPRINCIPIOS DE ESTEPRINCIPIOS DE ESTEPRINCIPIOS DE ESTEPRINCIPIOS DE ESTEAÑO SE HANAÑO SE HANAÑO SE HANAÑO SE HANAÑO SE HAN

IDENTIFICADO UNIDENTIFICADO UNIDENTIFICADO UNIDENTIFICADO UNIDENTIFICADO UNTOTTOTTOTTOTTOTAL DE 78 FUENTESAL DE 78 FUENTESAL DE 78 FUENTESAL DE 78 FUENTESAL DE 78 FUENTES

(19 EN EL PLANO(19 EN EL PLANO(19 EN EL PLANO(19 EN EL PLANO(19 EN EL PLANOGALÁCTICO Y 59 FUERAGALÁCTICO Y 59 FUERAGALÁCTICO Y 59 FUERAGALÁCTICO Y 59 FUERAGALÁCTICO Y 59 FUERA

DE ÉL), SIENDO LASDE ÉL), SIENDO LASDE ÉL), SIENDO LASDE ÉL), SIENDO LASDE ÉL), SIENDO LASPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESPRIMERAS FUENTESDESCUBIERDESCUBIERDESCUBIERDESCUBIERDESCUBIERTTTTTAS PORAS PORAS PORAS PORAS POR

XMM-NEWTONXMM-NEWTONXMM-NEWTONXMM-NEWTONXMM-NEWTON QUE SEQUE SEQUE SEQUE SEQUE SEIDENTIFICAN."IDENTIFICAN."IDENTIFICAN."IDENTIFICAN."IDENTIFICAN."

Centros parCentros parCentros parCentros parCentros participantes enticipantes enticipantes enticipantes enticipantes enel proyecto AXIS:el proyecto AXIS:el proyecto AXIS:el proyecto AXIS:el proyecto AXIS:

- Astrophysikalisches InstitutPotsdam (Alemania)- Institute of Astronomy,Cambridge (Reino Unido)- Instituto de Astrofísica deCanarias, Tenerife (España)- Instituto de Física deCantabria, Santander (España)- Laboratorio de AstrofísicaEspacial y Física Fundamental,Madrid (España)- Max-Planck-Institut fürExtraterrestrische Physik(Alemania)- Mullard Space ScienceLaboratory, UCL (Reino Unido)- Observatoire Astronomique deStrasbourg (Francia)- Osservatorio Astronomico diBrera, Milán (Italia)- University of Bristol(Reino Unido)- University of CentralLancashire(Reino Unido)- University of Leicester(Reino Unido)- XMM Science OperationsCentre (España)

de acreción que rodea al agujero negrocentral. El mecanismo físico responsa-ble de la emisión de rayos X consisteposiblemente en el reprocesado de laluz ultravioleta cuasi-térmica del discoen una atmósfera de electrones muyenergéticos.

Entre los casos de especial interés seencuentran los cuásares que presentanlíneas de absorción anchas (conocidosen la literatura científica como cuásaresde tipo ‘BAL’- Broad Absorption Line).Esta absorción está producida por gasexpulsado por el propio cuásar a velo-cidades cercanas a la velocidad de laluz y, al menos parcialmente, en direc-ción al observador. La presencia decuásares BAL en muestras selecciona-das en rayos X ha sido escasa hasta lafecha: sólo hay una detección previa yes debida a Chandra. El motivo es queel propio material arrojado por el cuásarabsorbe los rayos X, particularmente losrayos X blandos. Con su gran sensibili-dad, especialmente en rayos X duros,XMM-Newton ha sido capaz de detec-tar ya 2 cuásares BAL identificados porel proyecto AXIS. Conviene recordarque hay indicios fiables de que el 80-90% de la energía producida por

acreción en agujeros negros en AGNsestá fuertemente absorbida de una uotra forma, por lo que este ejemplo de-muestra la sospechada capacidad deXMM-Newton para poner al descubier-to este tipo de objetos.

Otras 8 fuentes de las detectadas secorresponden con galaxias con líneasde emisión estrechas, algunas de lascuales son fácilmente asociables agalaxias de tipo Seyfert 2. La luminosi-dad de estas fuentes, cercana a los 1043erg s-1, indica la presencia inequívocade acreción a un objeto compacto, porlo que lo más probable es que estasfuentes sean también AGNs.

Media docena de galaxias aparente-mente normales y con espectros sin lí-neas de emisión obvias y otras tantasestrellas completan este primer censo.

Esta entrega es sólo el primer paso deun estudio completo, al que forzosamenteaspiran este tipo de proyectos. Sin em-bargo, los distintos ejemplos que estánapareciendo prometen unos resultadoscientíficos ciertamente apasionantesencaminados a desvelar la naturaleza delcielo en rayos X “duros”.

Espectro óptico, obtenido con el instrumento AUTOFIB/WYFFOS en el telescopio “William Herschel”(WHT), en el Observatorio del Roque de los Muchachos de una galaxia emisora de rayos X cuyocorrimiento al rojo resulta ser z=0.3. La línea permitida Hβ resulta ser estrecha, y [OIII] l5007 es muchomayor que [OII] l3727. La luminosidad en rayos X de esta fuente se acerca a los 1043 erg s-1 indicando lapresencia de un AGN.

"SE HA PROPUESTOQUE EL CAMPO

MAGNÉTICO DE LASCAPAS INFERIORES

DEL SOL INFLUIRÍA ENLA LUMINOSIDAD, PERO

ACTUALMENTE LOSMODELOS QUE

REPRODUCEN MÁSFIDEDIGNAMENTE LO

QUE REALMENTEOCURRE SON LOS QUE

CONSIDERAN QUE ESEL MAGNETISMO DE LA

SUPERFICIE EL QUEDETERMINA UNAMAYOR O MENOR

LUMINOSIDAD."

Euroconferencia The Solar Cycle and Terrestrial Climate25-30 de septiembre, Santa Cruz de Tenerife

EL SOL Y EL CAMBIO CLIMÁTICODel 25 al 30 de septiembre, el IAC organizó, con financiación de laUnión Europea (UE), la primera reunión de las dos euroconferenciasSOLSPA (Solar and Space Weather Euroconferences), que han sidoaprobadas por la UE para los años 2000 y 2001. La conferencia secelebró en la sede central de CajaCanarias, en Santa Cruz de Tenerife.El objetivo de esta serie de reuniones es convocar en torno a una seriede temas de interés para la Física Solar a astrofísicos y a expertos eninstrumentación con el fin de aprovechar al máximo las nuevas ideasy la nueva tecnología disponible en este campo. Concretamente, enesta primera reunión de Tenerife más de 200 especialistas en FísicaSolar y en Climatología debatieron sobre la teoría y las observacionesde los fenómenos ligados a la actividad solar y su influencia en elclima de la Tierra.La energía procedente del Sol es esencialpara la vida en la Tierra. Los cambios acorto y largo plazo en su intensidad, mani-festados en la actividad magnética, podríanafectar al clima terrestre. Las observacio-nes realizadas por satélites en las dos úl-timas décadas han puesto de manifiestola existencia de cambios en la radiaciónsolar. Además, los registros del número demanchas solares, indicadoras del aumen-to de la actividad del Sol, explican épo-cas de grandes fríos en la Tierra en si-glos pasados que han coincidido con pe-riodos en los que la actividad solar des-cendió considerablemente: los llamadosmínimos de Maunder (siglo XVII) y deDalton (en torno a 1800).

Hoy en día se sabe que la actividad delSol tiene su origen en los campos magné-ticos y sus consecuencias no se reducena la aparición de manchas, sino que tam-bién conllevan cambios en la radiación so-lar que llega a la Tierra, en todas las longi-tudes de onda, y en la emisión de materiaen forma de viento solar. Los científicosaseguran que existe una clara relaciónentre la actividad solar y el clima terrestre,aunque todavía están lejos de poder cuan-tificarla.

La existencia de interacciones indirectas(a través de los rayos cósmicos o la radia-ción ultravioleta), podría aumentar la in-fluencia de la actividad solar en el climaterrestre. Así, simulando las observacio-nes modernas de forma adecuada, podríanextrapolarse los cambios en la actividadsolar a épocas para las que no existen ob-servaciones. En otras palabras, el presen-te podría ser la clave para conocer el pa-sado y, con ello, prever el futuro compor-tamiento de nuestra estrella. Si estos da-

tos se comparan con los registros de tem-peraturas en la superficie terrestre, la re-lación entre ambos fenómenos podría que-dar establecida.

Estas investigaciones llegan en un momen-to especialmente oportuno, en que el de-bate sobre el calentamiento global es cadavez más acalorado, tras constatarse unaumento de medio grado centígrado a lolargo del siglo XX. La pregunta es hastaqué punto ese incremento en la tempera-tura terrestre es atribuible a la actividadsolar en este periodo.

Para evaluar la importancia de la actividadsolar en el calentamiento global de la Tie-rra, acelerado especialmente en las tresúltimas décadas, deben estudiarse, ade-más, otros factores. Tres son los elemen-tos fundamentales que se barajan: el au-mento de la actividad magnética del Sol,la emisión de gases invernadero a la at-mósfera terrestre (especialmente CO2, re-sultado de la quema de combustibles sóli-dos) y los aerosoles (que en realidad con-tribuyen al enfriamiento de la atmósfera).

El programa científico se dividió en cuatropartes principales: estudio de las caracte-rísticas de los ciclos de actividad solar;mecanismos de interacción entre el Sol yel clima terrestre; estudio de la huella enlos registros climáticos terrestres de lainfluencia solar; y discusión de otros fac-tores que influyen en el clima terrestre,como el aumento de las emisiones de CO2y de aerosoles.

Campos magnéticos

La producción de energía por parte del Solno es constante. A finales del siglo XVII

Este reportaje ha sidoelaborado con material deentrevistas realizadas porBegoña López Betancor,José Manuel Abad, SilbiaLópez de Lacalle Ramos y

Annia Domènech.

Sami Solanki

Sabatino Sofía

"UN MODELO FÍSICOTIENE MUCHASVENTAJAS SOBRE LASCORRELACIONES QUE,AUNQUE A VECES SONMUY ÚTILES, NUNCA TEDICEN LO QUE HAYDETRÁS."

hubo un período de baja actividad solar, elMínimo de Maunder, que coincidió con unperíodo frío en la Europa del norte llama-do Pequeña Edad de Hielo. Sin embargo,todavía no se ha demostrado perfectamen-te la correlación entre los ciclos solares yel clima terrestre. Uno de los mayores pro-blemas con los que se enfrenta este estu-dio es la falta de datos anteriores a los ini-cios de la observación de la actividad so-lar en el siglo XVII. Actualmente, se inten-ta paliar esta carencia mediante modelosque permitan extrapolar los cambios en laactividad solar a épocas para las que noexisten observaciones. A partir del presen-te se conocería el pasado y se adivinaríael futuro. Intentar dilucidar hasta qué pun-to influye la actividad solar en el clima te-rrestre forma parte del trabajo de Solanki,que dedicó su intervención en el congresoa las variaciones en el flujo solar durantelos últimos cuatrocientos años.

La influencia del Sol sobre la Tierrapuede tener lugar de maneras diversas,pero en última instancia siempre esta-rá relacionada con el campo magnéticosolar- afirma Sami Solanki, Director delInstituto Max-Planck de Aeronomía deLindau (Alemania)-. El Sol cambia lastemperaturas y las densidades de lamagnetosfera terrestre modificando elentorno de la Tierra. Este fenómenodebe tenerse en cuenta, por ejemplo, aloperar satélites, ya que expande la at-mósfera y aparece una fuerza de roza-miento que les puede precipitar haciala Tierra. El Sol también influye sobreel clima con sus cambios de luminosi-dad. Prácticamente el 100% de la ener-gía que llega a la Tierra procede del Sol,la mayoría en forma de radiación, deluz. Si la radiación aumenta, la Tierrarecibe más energía. Todos los cambiosmedidos hasta ahora en la radiación so-lar se deben a cambios en el campo mag-nético, pero el campo magnético que ve-mos es el de la superficie del Sol, dedonde procede la luz, no del interior. Seha propuesto continúa Solanki- que elcampo magnético de las capas infe-riores del Sol influiría en la luminosi-dad, pero actualmente los modelosque reproducen más fidedignamentelo que realmente ocurre son los queconsideran que es el magnetismo dela superficie el que determina una ma-yor o menor luminosidad.

Para conocer los cambios que ha experi-mentado la radiación en épocas pasadas,los astrofísicos elaboran modelos de la ra-diación de los últimos 20 años. Mediantemagnetogramas se determinan las regio-nes del Sol con un campo magnético másfuerte y se hace un modelo del brillo deesas regiones. Los resultados seextrapolan para todo el Sol y se obtiene larelación entre la luminosidad y el campomagnético solar. Como en el pasado no

se hacían magnetogramas, para estu-diar el magnetismo solar se utilizabanindicadores más indirectos explica.Uno de ellos es la evolución de las man-chas solares, elementos magnéticosque han sido estudiados durante losúltimos 20 años, relacionándolos conel campo magnético y, en última instan-cia, con la luminosidad. Una vez esta-blecida la correlación, se utiliza el mis-mo modelo para los tres últimos siglos:a partir de las manchas solares regis-tradas en un momento determinado, seextrapola el campo magnético solar.Pero este análisis por sí solo no es sufi-cientemente fiable. Para contrastar los da-tos, se aplican otros métodos, como laobservación de estrellas parecidas al Soly que están en diferentes momentos desu evolución. Así, continúa Solanki, paraver lo que el Sol ha hecho durante 300años se estudian 30 estrellas durante10 años y se intenta encontrar una re-lación. Cuando tuvo lugar el Mínimo deMaunder, que fue un período de baja ac-tividad magnética del Sol en el sigloXVII, el Sol era seguramente menos bri-llante de lo que es ahora, quizás un 0,2o un 0,3 %. Esta variación es mayor quela que experimenta hoy durante un ci-clo solar. Por otro lado, como el campomagnético solar influye sobre el cam-po magnético de la Tierra, cuando elprimero varía, la aguja de una brújuladirigida al Norte oscila. Estas oscilacio-nes están registradas desde mediadosdel siglo XIX. Aparentemente, cada vezson más numerosas, lo que implica queel campo magnético heliosférico ha idoaumentando desde 1900. Estos resul-tados coinciden con los obtenidos delos estudios de estrellas.

Modelos y ciclos

Entre los ponentes de SOLPSA figuraSabatino Sofía, profesor del Departamen-to de Astronomía de la Universidad de Yale(EEUU), autor junto con Ken Schatten(NASA) de SODA (Solar DynamoAmplitude), un modelo que predice la acti-vidad del Sol a partir del estudio de loscampos magnéticos generados en su in-terior. Este proyecto, junto con el Sextantedel Disco Solar, destinado a medir el radiodel Sol, podrían considerarse sus grandesaportaciones a la ciencia. Para Sofía, es-tudiar el papel que la variabilidad solar jue-ga con respecto al cambio climático esun problema científico del orden prác-tico muy interesante y, como astróno-mo, es la primera vez y quizás la últimaen que trabajo en un problema que tie-ne implicaciones prácticas; en astrono-mía eso no suele ocurrir.

Este italiano nacionalizado estadouniden-se tras pasar muchos años en Venezuelatrabaja en el desarrollo de modelos teóri-cos que expliquen la estructura y la evolu-

John Houghton

"SEGÚN EL IPCC, ELCAMBIO CLIMÁTICO

TENDRÁ, AL MENOS,DOS GRANDES

IMPACTOSMEDIOAMBIENTALES

DEBIDOS A ESTEFENÓMENO GLOBAL:

EL AUMENTO DELNIVEL DEL MAR Y LA

INTENSIFICACIÓN DELCICLO HIDROLÓGICO

MUNDIAL."

ción solares, algunos de ellos se encuen-tran entre los mejor establecidos. Losmodelos que he hecho proponen va-rias magnitudes a varias profundida-des, tratamos de comparar las predic-ciones con las observaciones. Las ob-servaciones son difíciles y delicadasy hay gente que niega su fiabilidad,pero yo asumo que son correctas; asíse hace investigación: ensayo y error.Yo parto de la base de que la irradia-ción solar no es constante, sino pro-ducto de variaciones de luminosidady ajustes internos provocados porcambios en el campo magnético. Estonos da un modelo verdadero con elque podemos predecir qué ocurrió yqué ocurrirá en estas condiciones. Unmodelo físico tiene muchas ventajassobre las correlaciones que, aunquea veces son muy útiles, nunca te di-cen lo que hay detrás. Imaginemos quecada vez que llueve yo tengo más di-nero en el bolsillo, la relación es di-recta, quizá porque vendo paraguas,pero en esta afirmación estoy ignoran-do la causa. Un modelo físico nos dicecuál es la causa.

La motivación científica a la hora de estu-diar los ciclos solares es incuestionable, loque queda ahora es convencer a la socie-dad de la importancia de estas investiga-ciones: cada 11 años hay un ciclo, elnúmero de manchas solares aumenta ycon ello la radiación ultravioleta que, sitenemos suerte, es absorbida por lacapa de ozono en la alta atmósfera. Aldestruirse la capa de ozono, la radia-ción ultravioleta se acerca a niveles másbajos, se dan más casos de cáncer... hayque comprender rápido el problemapara que se puedan adoptar las medi-das necesarias, que van a ser difíciles,costosas o inconvenientes..., concluyeSofía.

Cambio climático

El Informe sobre el Cambio Climático(IPCC) de las Naciones Unidas del 2001prevé al menos dos grandes impactosmedioambientales debidos a este fenóme-no global: el aumento del nivel del mar y laintensificación del ciclo hidrológico mundial.Así lo aseguró el físico británico Sir JohnHoughton, del Departamento de Meteoro-logía del Hadley Centre de Londres, quienpresentó el resumen del informe del PanelIntergubernamental sobre el CambioClimático (IPCC) de Naciones Unidas enel marco del congreso. Para los cerca de10.000 científicos participantes en el in-forme, que será publicado a principios de2001, esto acarrearía graves consecuen-cias en amplias zonas del planeta. En con-creto, Houghton indicó que el aumentodel nivel del mar, con una estimaciónde medio metro para el final del sigloXXI, debido a la descongelación de los

glaciares, afectará sobre todo a ampliaszonas costeras en Bangladesh, el surde China, Egipto y numerosas islas enlos océanos Índico y Pacífico. Muchosmillones de personas insistió tendránque desplazarse de estas regiones, sincontar con los países que tendrán queconstruir defensas contra el avancedel mar».

El segundo de los impactos previstos porel IPCC, cuyas concusiones definitivasestán aún por determinar, se refiere alciclo hidrológico global (el movimientocontinuo a través del cual el agua se eva-pora de los océanos, lagos y ríos, se con-densa y cae en forma de precipitaciónsobre la tierra y después, o bien vuelve asubir a la atmósfera por evaporación otranspiración, o bien regresa al océano através de las aguas superficiales o sub-terráneas). «Un mundo más caliente estambién más húmedo explica el cien-tífico- , hay más agua en la atmósferay, por tanto, llueve más. Podemos con-cluir que las grandes lluvias serán aúnmás intensas y que, además, habráuna mayor intensidad y frecuencia delos ciclos de sequías e inundaciones».Para Houghton, este extremo, «y ya he-mos podido verlo en África», tendrágraves consecuencias en regionessubtropicales, aunque no sólo en estazona del planeta.

Consideraciones del Informe

En el IPCC, cuya segunda revisión estáprácticamente finalizada, se ha prestadouna especial atención la influencia en elcambio climático de la fuerza de la ra-diación, la simulación del clima del sigloXX, los detalles del ciclo del carbono, losavances en los modelos del clima, la for-ma de respuesta climática al aumento delos gases de efecto invernadero y la po-sible mayor influencia de esa fuerza enla circulación del agua en los océanos.

Insistiendo en el tema del congreso,Houghton habló de la contribución en elclima de los cambios de la radiación delSol. «Ya en el segundo Informe [publi-cado en 1996] veíamos que cualquierinfluencia de este fenómeno en el cli-ma será probablemente mucho menorque la debida a la emisión de gases deefecto invernadero». El Sol también in-terviene, como recoge el resumen del In-forme, por medio de otros mecanismos; elozono de la atmósfera - que varía por lasradiaciones ultravioletas procedentes delastro- provoca cambios en la estructura dela estratosfera. También se presume quelas variaciones de la radiación solar influ-yen en la nubosidad, al variar el númerode iones que actúan como núcleos de con-densación o, lo que es lo mismo, quecondensan el vapor de agua y forman nu-bes por acumulación.

Eugene Parker

"CREO QUE LA MAYORPARTE DELCALENTAMIENTODESDE 1950 SE DEBE ALA ACTIVIDADHUMANA, A LAACUMULACIÓN DE CO2EN LA ATMÓSFERA."

Houghton añadió que, aunque no se co-noce muy bien la influencia en la atmósfe-ra de partículas de aerosoles, tanto de ori-gen natural como humano, sí que se esti-ma que su influencia en el cambio climáticoes mucho menor que la de los gases deefecto invernadero. Y es que el intercam-bio de carbono con la biosfera terrestre hasido un área de especial interés en los úl-timos años. El ciclo que sigue el carbonoen la naturaleza arroja aún numerosasdudas. «¿Se ha comportado la biosferaterrestre como una fuente o como unsumidero de dióxido de carbono?», sepreguntó Houghton, quien aportó un datocurioso: «Durante los años ochenta, lavegetación tendió a ser una fuente deCO2, pero en los noventa se ha compor-tado como un sumidero». Una posiblecausa se encontraría en el aumento de fer-tilizantes nitrogenados. Esta posibilidad lle-va a preguntar si ha podido detectarse enlos registros de temperatura el efecto dela actividad del hombre en el clima. El ex-perto británico se mostró tajante: «La eva-luación de las pruebas sugiere una in-fluencia humana indudable, y muchosestudios tienden cada vez más a refor-zar esta conclusión».

Ciencia y política

Las pautas de respuesta del clima no pre-ocupan sólo a los científicos. «Entre lospolíticos existe una gran demanda deinformación sobre los cambios en el cli-ma en una escala regional», aseveró esteexperto. A pesar de las continuas tentati-vas, los modelos no ofrecen aún demasia-da fidelidad. La reacción provocada del au-mento de las emisiones de gases de efec-to invernadero tampoco es uniforme: «Esmucho más probable que la reacciónesté vinculada a grandes pautas de va-riabilidad climática, como la Oscilacióndel Atlántico Norte o El Niño. Las se-quías e inundaciones que sufren Aus-tralia, África y América están relaciona-das con estos fenómenos».

Ya que el CO2 es el gas de efecto inverna-dero más importante, el objetivo del IPCCes estabilizar la concentración de este gas,reduciendo sus emisiones desde las fuen-tes de combustible fósil o aumentando lossumideros que eliminan el dióxido de car-bono de la atmósfera. «Aumentando la fo-restación y evitando la deforestación»,en palabras de Houghton, quien mencio-nó otras medidas, como la reducción deltransporte motorizado, la construcción de vi-viendas de una manera más racional lasllamadas bioclimáticas- y el empleo de ener-gías alternativas como la solar-. No dudóen ser categórico a la hora de identificar res-ponsables: «Deberían ponerse ya enmarcha las resoluciones del Protocolode Kioto, que obligan a los países euro-peos a reducir sus emisiones de CO2en un 8.5% en la atmósfera, y que no

han sido ratificadas ni han entrado envigor. Está precisamente en manos delos gobiernos la aplicación efectiva delas reducciones. Los gobiernos tienenque trabajar - concluyó- con las indus-trias para crear un marco de desarrollosostenible». Con una urgencia añadida:la naturaleza empleará mucho tiempo enabsorber el dióxido de carbono que, enparte, ha emitido con relativa rapidez elhombre.

Esta tesis explicativa del cambio climáticofue también la sostenida por el Prof.Eugene Parker, de la Universidad deChicago, uno de los más prestigiosos físi-cos solares del mundo y especialista enmagnetismo solar a quien se deben los pri-meros estudios de la corona solar y el des-cubrimiento de los mecanismos responsa-bles del denominado viento solar que in-vade todo el Sistema Solar y deja sentirsus efectos sobre la Tierra.

Es evidente que el Sol influye en el cli-ma terrestre sostiene Parker. Se puededecir que, desde 1860-80, el Sol ha idoaumentando su actividad hasta aproxi-madamente 1950, con lo que se ha ve-nido experimentando una tendencia alaumento de la temperatura que, enton-ces, se explicó por un aumento en elbrillo solar. Por aquellos años comen-zó a emitirse y acumularse CO2 en laatmósfera, algo que no se hizo patentehasta aproximadamente 1950. Por eso,en mi opinión, la mayor parte del au-mento de la temperatura anterior a 1950se puede explicar por el incremento enla actividad solar, no así después de esafecha, en que no es evidente que sea elSol el responsable del calentamientoglobal, pues el Sol no ha registrado au-mentos significativos en su actividadque, de hecho, se ha nivelado. Creo quela mayor parte del calentamiento des-de 1950 se debe a la actividad humana,a la acumulación de CO2 en la atmósfe-ra, concluye este veterano científico.

No obstante, entre los ponentes que inter-vinieron en el congreso estuvo también re-presentado el sector que sostiene una te-sis diametralmente opuesta a la de Parkery Houghton para explicar cambio climático.El astrofísico Willie Soon, de origen malasioy vinculado al Harvard-Smithsonian Centerfor Astrophysics de Massachussets(EEUU) no cree que el aumento en lasemisiones de gases invernadero produci-dos por el hombre causen el calentamien-to global del planeta. El Modelo de Cir-culación General [una descripción ge-neral del clima terrestre] es terriblemen-te malo e impreciso, asegura el científi-co, a quien algunos señalan como encu-bridor de los intereses de la industria es-tadounidense. Irritado con las estipulacio-nes del Protocolo de Kioto, de 1997, queobliga a los gobiernos a reducir las emi- Willie Soon

siones de CO2 a la atmósfera, Soon afir-mó tajante: Debería haber una disculpapública a la gente. Como científicos, te-nemos que usar el modelo como un mé-todo de evaluar nuestras hipótesis, nopara lograr el consenso.

Tenemos que revisar los cálculos enlos que se basa el Modelo de Circula-ción General (General Circulation Modelo GCM), porque hemos encontrado de-ficiencias en el cálculo de la variaciónde la temperatura de la atmósfera, de lasuperficie terrestre, de las precipitacio-nes y de otros complejos componentesdel clima afirma Soon, quien cree ade-más que el GCM es un modelo puramen-te teórico del que se han derivado deci-siones políticas, en su opinión, con dema-siada ligereza.

Soon afirma que los científicos estamosperdiendo perspectiva al respecto delcalentamiento global, algo que atribu-ye a un problema de medición exactade los fenómenos que intervienen en elclima, como expuso en su intervenciónen el congreso, con la conferencia tituladaCalculating the environmental impacts ofincreased carbon dioxide in the air: Theissue of climate model validation (El cál-culo de los impactos medioambientales delaumento de dióxido de carbono en el aire:la cuestión de la validación del modeloclimático). Soon no teme a los críticos,quienes han acusado a sus interpretacio-nes de coincidir con los intereses de la in-dustria, aunque manifiesta una queja: losartículos que he firmado han sido co-rregidos por cinco árbitros científicos,en lugar de los dos o tres habituales.Insiste en considerarse muy preocupadopor el medio ambiente, pero afirma convehemencia que no se pueden sacarconclusiones globales de problemasecológicos locales.

Antes de criticar, tenemos que enten-der bien el modelo, insiste el astrofísico,quien lamentó que las incertidumbres quedesvela su estudio no sean tenidas encuenta por los políticos, y no dudó en criti-car al candidato demócrata a la Presiden-cia de los Estados Unidos, Al Gore, comoresponsable de la firma del Protocolo deKioto por parte de EEUU, que ha provo-cado un problema político porque nosha comprometido a una reducción enlas emisiones basada en argumentos le-gales.

Meteorología espacial

Cerrando el programa de actosenmarcados en el congreso tuvo lugar unaconferencia de divulgación abierta al pú-blico sobre el satélite SOHO. Fue presen-tada por Paal Brekke, del Goddard SpaceFlight Center de la NASA en Maryland(EEUU) e investigador principal de la mi-

sión SOHO, con el título de «The Sun asseen by SOHO. New insight into our star,and its impact on the Earths Environment»(«El Sol visto por SOHO. Una nueva pers-pectiva de nuestra estrella y su impactosobre el entorno terrestre»), y en ella serecogían las investigaciones solares reali-zadas por este satélite.

Desde su lanzamiento, el 2 de diciembrede 1995, el Obser vatorio Solar yHeliosférico (SOHO) ha proporcionado unacantidad sin precedentes de datos sobreel Sol, desde su interior, a través de la di-námica y caliente atmósfera solar, hastael exterior y el viento solar. Con sus 24horas diarias de observación de nuestraestrella, SOHO ha seguido revolucionan-do nuestros conocimientos sobre el Sol.Los objetivos más importantes de la mi-sión SOHO consistían en estudiar la es-tructura y la dinámica del interior solar, elcalentamiento de la corona solar y la ace-leración del viento solar. Cinco años des-pués de su lanzamiento, equipos de cien-tíficos de todo el mundo utilizando la grancantidad de datos e imágenes de SOHOhan conseguido grandes avances en elcamino hacia el esclarecimiento de estos«tres grandes enigmas». Al mismo tiem-po, los datos de SOHO, de fácil acceso yde gran espectacularidad, así como losresultados científicos fundamentales a quehan dado lugar, han captado la imagina-ción de la comunidad de las ciencias es-paciales y del público en general. La con-ferencia recogió algunos de los hitos cien-tíficos y el importante papel de SOHOcomo vigía del Sol en la meteorología es-pacial, abordando también el efecto de laserupciones solares en el entorno terres-tre, así como la contribución del Sol al cam-bio climático terrestre.

Concluyendo

Para Manuel Vázquez, físico solar del IACy organizador de este congreso, lo másimportante de esta reunión es que, qui-zá por primera vez, se han encontradodos comunidades que no tenían muchocontacto entre sí: por un lado, los físi-cos solares, que a veces se olvidan delas relaciones del Sol con la Tierra, ypor otro, los expertos en Física de laatmósfera terrestre y en modelos de cli-ma, que también a veces se olvidan dela influencia del Sol sobre nuestro pla-neta. La historia de las relaciones Sol-Tierra empezó en 1801 con el astrónomoWilliam Herschel, el primero que propusoque existía algún tipo de influencia. Dadoque la huella humana parece ser clarí-sima y determinante, la importancia deestudiar el Sol hoy consiste en llegar amedir cuál es la variabilidad de nuestraestrella para así poder estimarcuantitativamente cuál es la influenciahumana sobre el clima de nuestro pla-neta, concluye este experto.

LA IMPORTANCIA DEESTUDIAR EL SOL HOYCONSISTE EN LLEGAR

A MEDIR CUÁL ES LAVARIABILIDAD DE

NUESTRA ESTRELLAPARA ASÍ PODER

ESTIMARCUANTITATIVAMENTE

CUÁL ES LAINFLUENCIA HUMANASOBRE EL CLIMA DENUESTRO PLANETA.

Paal Brekke

Manuel Vázquez

Resumiendo...MANUEL VÁZQUEZ

(IAC)

El congreso sobre «The Solar Cycle and Terrestrial Climate» constituyó el primero de unaserie de Euroconferencias aprobadas por la Unión Europea sobre el tema general de las rela-ciones entre Sol y Tierra. Esta propuesta se gestó dentro de la organización JOSO (JointOrganization for Solar Observations), al igual que su predecesora, la serie de congresos ASPE(Advances in Solar Physics Euroconferences). También, en aquel caso, fue el Instituto deAstrofísica de Canarias el organizador y la isla de Tenerife, su ubicación.

En esta ocasión, cambiar el lugar del congreso del ya tradicional Palacio de Congresos delPuerto de la Cruz a las instalaciones santacruceras de CajaCanarias constituyó un primerreto. La experiencia, a pesar de algunos pequeños problemas de adaptación e imprevistos, fuemuy positiva. Dentro de este capítulo de problemas podría señalar la coincidencia del día sintrafico con el que teníamos reservado para el traslado de todo el equipamiento. La colabora-ción de personal de CajaCanarias como Antonio Pérez, Gustavo García, Alberto Sacramentoy Arancha Martín resultó decisiva para que todo funcionara de una manera satisfactoria paralos participantes.

Dada la actualidad del tema, se esperaba un cierto interés por parte de los medios de comuni-cación y, de hecho, así sucedió tanto en el ámbito local como nacional e internacional. En esteúltimo contexto, la colaboración del Departamento de Prensa de la Agencia Espacial Europearesultó de gran ayuda.

El programa científico fue elaborado con el objetivo de proporcionar una visión de la influenciaque la actividad solar, a través del flujo de fotones y de partículas subatómicas, puede tener enel clima terrestre. Aparte del interés propiamente científico, el tema resultaba especialmenterelevante en el contexto del presente calentamiento global del planeta. Además de la actividadsolar, el aumento en las emisiones de gases invernadero y de aerosoles a la atmósfera son losotros mecanismos que pueden estar provocando tal desequilibrio en nuestro clima.

Desde un principio, las preguntas de los medios de comunicación se centraron en cuálespodían ser las conclusiones que se podían extraer del congreso. Si bien quizá no sea ésta laforma en que se orienta el trabajo en este tipo de reuniones, mi opinión personal es que desde1960 los registros climáticos dejan poca duda de que el aumento de las emisiones a la atmós-fera de gases invernadero, principalmente el CO2 procedente de la quema de combustiblesfósiles, es el principal responsable del calentamiento global de la Tierra. El estudio de la in-fluencia solar será imprescindible para conocer el fondo de variabilidad natural sobre el que seinstala tal influencia antropogénica.

En el Tercer Informe sobre el Cambio Climático aprobado por el IPCC ( IntergovernmentalPanel on Climate Change) se señala que la huella de la actividad humana en el clima terrestrees evidente; se indica también que los efectos de esta influencia durarán cientos de años y quelas perspectivas para el recién nacido siglo XXI no pueden ser muy halagüeñas. Dado que lainfluencia de la actividad solar va en el mismo sentido que la de origen antrópico, a los físicossolares nos queda la tarea de evaluar cuál ha sido aquélla en el pasado y cómo será en elfuturo. Todo ello utilizando las herramientas con que contamos en la actualidad y que se van aver incrementadas en un futuro cercano con la instalación en los observatorios del IAC deltelescopio sueco NSST, el alemán GREGOR y, quizás, del estadounidense AST, además deproyectos espaciales como el SunRise y el SolarOrbiter.

Las actividades de carácter social celebradas durante el congreso resultaron en general muyagradables, pero mi recuerdo más entrañable es para el concierto dado por varios colegas(Inés, Andras y Rob) y por el coro lagunero Carpe Diem.

Por último, quisiera agradecer al Comité Organizador Local su gran colaboración en la organi-zación del congreso. De forma muy especial, quisiera expresar mi agradecimiento, y el detodos los participantes, a Eva, Judith y Tanja. Ha sido un placer trabajar con vosotras.

Y la historia sigue... en mayo de 2001 tenemos «The Solar Encounter».

Participantes en la Euroconferencia "The Solar Cycle and Terrestrial Climate" e instantáneas de la reunión.

COMITÉ ORGANIZADOR CIENTÍFICO :B. Schmieder, M. Vázquez, P.N. Brandt,G. Cauzzi , E. Daily, B. Fleck, E. Friis-Christensen,M. Noguer, R. Marsden

COMITÉ ORGANIZADOR LOCAL:M. Vázquez, J. de Araoz, L.R. Bellot,J.A. Bonet, A. Eff-Darwich, A. Jiménez,T. Karthaus, V. Martínez Pillet, H. González Jorge,I. Rodríguez Hidalgo, E. Bejarano

ENTIDADES PATROCINADORAS:Unión Europea, Instituto de Astrofísica de Canarias,Dirección General de Enseñanza Superior eInvestigaciones Científicas, Cabildo Insular de Tenerife,Ayuntamiento de La Laguna, Ayuntamiento de SantaCruz de Tenerife, CajaCanarias, Agencia Europea delEspacio, Observatorio de París (Francia).

ENTIDADES COLABORADORAS:Iberia, BBVA, DISA Corporación Petrolífera, S.A.,SunMicros