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Análisis del Sr. Alain Ranguis, tanto sobre la posibilidad de que Wolf 424 pueda ser IUMMA (sol de UMMO), como sobre las otras posibilidades alternativas citadas por los ummanos en distintas cartas. Pueden encontrar aquí el trabajo original en francés.

En las Fronteras de Wolf 424:
El sol de Ummo?

 Por

El 16 de abril de 1996, el telescopio espacial Hubble ha podido, por vez primera, fotografiar con éxito el sistema binario Wolf 424. Esta pareja de estrellas esta situada en el hemisferio Norte, en la constelación de Virgo, a una distancia de aproximadamente 14 años-luz (Un año-luz (AL) es la distancia recorrida por la luz en un año a la velocidad de aproximadamente 300 000 Km/s). Las dos estrellas de este sistema serían candidatas potenciales al título de enanas marrones. Estas son unas recién llegadas al bestiario de los astrofísicos, ya volveremos sobre ello más tarde.

La masa de una estrella (o de una enana marrón) puede ser determinada solamente si es miembro de un sistema binario. Solo la determinación de la órbita relativa, a partir de observaciones con grandes resoluciones angulares, permite obtener, gracias a la tercera ley de Kepler, la masa total del sistema y después las masas individuales.

El tiempo de obtención de la mayor separación entre los dos componentes de los sistemas binarios puede medirse en minutos, horas, días, años e incluso en centenas de años. Las medidas astrométricas desde el suelo, están basadas habitualmente en numerosos años de observaciones con placas fotográficas. A menudo los dos componentes no se consiguen resolver, y forman entonces un óvalo en los clichés. El método óptimo para determinar los parámetros orbitales es la imagen directa de un sistema binario con separación de sus componentes. Este trabajo desde tierra es muy difícil para los acompañantes próximos y débiles.

Hasta ahora, la estimación de las masas dinámicas del sistema Wolf 424 derivaba de los elementos orbitales obtenidos de las observaciones fotográficas y micrométricas de los últimos 60 años.

El telescopio Hubble ha resuelto este sistema binario en sus dos componentes permitiendo así determinar la distancia entre la primaria y su acompañante. La novedad es que la imagen ha sido obtenida en el espectro visible sin la utilización de ningún filtro. Esto ha permitido a los astrónomos afinar el cálculo de las órbitas y a continuación el de las masas.

En 1991, utilizando una técnica muy potente de imagen infrarroja, se había conseguido separar los dos componentes de este sistema. El ángulo de separación encontrado en dicha época, era de 0,436 segundos de arco. En el momento de observación por el telescopio Hubble, la acompañante había pasado el periastro (punto de la órbita en el que la distancia entre los dos componentes es mínima) y la distancia era solo de 0,42 segundos de arco ± 0,03”. A título de comparación esto equivale al ángulo formado por los dos faros de un coche observados desde una distancia de aproximadamente 260 Km.

Las dos estrellas tienen luminosidades muy próximas. La magnitud visual aparente de la pareja es de alrededor de 12,5. Las medidas espectroscópicas y fotométricas de estos dos objetos sugieren que tienen masas muy cercanas.

Las fotos del sistema Wolf 424 AB, obtenidas con la espectrografía para objetos débiles (FOS) del telescopio Hubble, muestran que la acompañante no sigue la órbita predicha por Heintz ^B en 1989.

La puesta al día de los elementos orbitales lleva la evaluación de la masa total de la pareja a 0,143 masas solares (M_O) (masas de las componentes 0,076 M_O y 0,067 M_O), lo que es mayor que la evaluación anterior de 0,110 M_O deducida de las observaciones fotográficas, pero más pequeña que la masa estimada de 0,232 M_O (masa de las componentes 0,123 y 0,109 M_O), deducida de las observaciones por speckle infrarrojo y visual.

La revisión de la órbita y de la posición de la compañera, determinada por la FOS del Hubble, confirman la posibilidad de que las masas de las componentes, o al menos la de Wolf 424 B, sean sub-estelares en el dominio de las enanas marrones.

Los primeros trabajos teóricos relativos a la existencia de enanas marrones fueron efectuados en 1963 por Kumar, y después en 1975 por Tarter. Nos habíamos dado cuenta de que las “estrellas” de masa muy débil no poseían temperaturas centrales suficientes para iniciar la combustión del hidrógeno. La existencia y las propiedades de estos nuevos astros entusiasman a los astrofísicos ya que permiten resolver varios problemas importantes en astrofísica tales como:

• La identificación de la materia invisible (o masa faltante), tanto en nuestra Galaxia como en las otras. Relacionado con esto, leer el excelente libro de Jean-Pierre Petit, “On a perdu la moitié de l’univers” (“Se ha perdido la mitad del universo”) en Ediciones Albin Michel, 1997, que abre otra vía de investigación en relación con este problema.
• La comprensión de la formación de las estrellas y de la fragmentación de las proto-estrellas de masas pequeñas.
• La determinación de las masas de las estrellas de primera generación, llamadas Población I, y principalmente las de aquellas de escasa masa.

Conozcamos un poco mejor a estos objetos muy particulares, y estudiemos de entrada la génesis de las estrellas. 

Una estrella está esencialmente constituida de hidrógeno (90%) y de helio (10%) en estado fluido o gaseoso. Pero antes de que esta sea digna de tal nombre pasa por el estadio de proto-estrella. 

En este estadio, bajo la acción de su propio peso, la masa de gas que la constituye se contrae lentamente ya que la presión gaseosa interna es insuficiente para oponerse. Continuando con este proceso de contracción, la temperatura en el centro de la estrella puede, eventualmente, alcanzar la temperatura crítica de un millón de grados.

Pasado este límite, se inicia el proceso de fusión nuclear. la energía liberada es colosal, y produce una elevación de la temperatura suficiente para que la presión que ejerce el gas se oponga a su desplome gravitacional. La estrella alcanza entonces un equilibrio. Han sido necesarios algunos millones de años para que las estrellas, como nuestro Sol por ejemplo, alcancen ese equilibrio.

Por el contrario, si el suelo de la temperatura crítica no es alcanzado, las reacciones nucleares no se producen sino localmente, y un proceso generalizado no se desarrolla. En este caso nada se opone a que la contracción gravitacional del gas continúe. Sin embargo esta se detendrá por ella misma cuando la materia haya alcanzado un estado llamado “degenerado”. Una presión llamada “quántica” se opondrá desde ahora a la contracción gravitacional. 

En este nuevo estado, la estrella “fracasada” tendrá un comportamiento paradójico: ¡su contracción se acompaña de una elevación de la presión pero sin embargo su temperatura cae! Esta es la definición que los astrofísicos dan a una enana marrón.

Podemos retrotraer la noción de temperatura crítica a la de masa crítica. Así la masa crítica de combustión del hidrógeno es de alrededor de 0.08 veces la masa del Sol u 80 veces la de Júpiter. Esta es la masa máxima que puede alcanzar una enana marrón.

Por el contrario, la masa mínima que puede alcanzar una enana marrón podría ser a priori la de Júpiter. De todas formas los astrofísicos proponen atribuir un límite inferior de 0,01 M_O o sea 10 veces la de Júpiter. 

La temperatura de la zona de una enana marrón que emite lo esencial de su energía, llamada temperatura efectiva, es típicamente inferior a 2 000 ºC y radia esencialmente en el dominio del infrarrojo.

Además, se demuestra que las enanas marrones tienen un radio prácticamente constante, comparable al de Júpiter, esto es alrededor de 71 000 kilómetros.

El sistema Wolf 424 tiene además otra particularidad, ya que está en el centro de una polémica que divide al mundo científico y ufológico desde hace numerosos años.

Está en estrecha relación con lo se llama asunto UMMO. Recordemos brevemente su contenido.

En España, a mediados de los años 60, un tal Fernando Sesma Manzano afirma ser contactado por una raza de extraterrestres originarios de un planeta, UMMO, en órbita alrededor de una estrella que ellos llaman IUMMA. 

Estos contactos se organizan a través de correos recibidos por vía postal o por mensajes telefónicos. Así, son cerca de mil las páginas que han sido recibidas, en España y a través del mundo, por representantes de casi todas las clases sociales. Estas tratan de todos los asuntos que una civilización, que ha conseguido aparentemente dominar los viajes interestelares, hubiera podido abordar.

Sin embargo en su prosa retornan a menudo a este leitmotiv “¡Créannos pero no demasiado!”. Es asunto nuestro el desmadejar la parte de verdad o de mentira contenidas en estos escritos.

Vamos a intentar, en el curso de este estudio, verificar sus asertos en materia de astronomía, sin presumir a priori si el origen de estos personajes es terrestre o no. Por comodidad continuaremos llamándolos Ummitas.

Varias de estas cartas dan precisiones sobre la localización, según nuestra terminología, de su sol. En un correo fechado en 1969, dirigido a Antonio Ribera (ufólogo español), ellos afirman que la estrella que nosotros llamamos Wolf 424 sería el único astro referenciado en nuestros catálogos que se encontraría en la zona donde debería encontrarse su sol (ángulo sólido: Ascensión recta => 12h 31mn 14s ± 2mn 11s, Declinación => 9º 18’ 7” ± 14’ 2”)

Pero, siempre según ellos, una nube de polvo situado a una distancia de 3,682 parsecs (12 AL) de nuestro sol, obscurecería nuestra visión en esta dirección y podría inducir un error de localización.

Pero, y es aquí donde el barco hace agua, no está formulada en ningún momento la posibilidad de que bien IUMMA o bien Wolf 424 sea un sistema binario.

En 1967, los diversos catálogos de datos astronómicos disponibles indicaban ya que Wolf 424, o Gliese 473 según la terminología, era un sistema binario. El primer anuncio de esta posibilidad fue difundido por Kuiper el 6 de junio de 1938 (observación visual). La primera medida del paralaje apareció ese mismo año, fue retomada en 1952 y refinada en 1958.

Hará falta esperar a los años 1952-53 para encontrar la publicación de una segunda observación visual del sistema binario. El primer artículo sobre Wolf 424 fue publicado en 1941, en una revista profesional de astronomía. De hecho a partir de fin de 1937 fueron emprendidos los primeros estudios fotográficos y visuales del sistema binario a fin de determinar los parámetros orbitales y las masas de los componentes.

Incluso si los “Ummita” no hubieran tenido conocimiento de esta información, únicamente difundida en las revistas especializadas o de divulgación (con los errores que conocemos), ellos deberían haber hablado de la característica particular de su sistema solar, si tal hubiera sido el caso.

Este error flagrante ha sido utilizado por los detractores del asunto UMMO para afirmar que toda la historia no era sino un vasto engaño.

Antes de ser así de categórico, estudiemos más profundamente este “olvido” y las contradicciones de sus escritos

I. Estudio comparativo de los datos físicos de diversos astros.

En un primer momento, recapitulemos los datos (Tabla 1) puestos a nuestra disposición por los Ummitas y comparémoslos con los conocidos de Wolf 424 y de nuestro sol.

Tabla 1: Datos comparativos entre los diversos astros. Valores deducidos por cálculo.

¹ Los valores de los radios estelares se deducen a partir del conocimiento de la magnitud absoluta M de la estrella y de su temperatura superficial T a través de la ley siguiente:

Estudiemos los acuerdos y las diferencias entre cada uno de estos datos:

I. 1. Diferencia importante entre les magnitudes visuales aparente y absoluta de Iumma y de Wolf 424 A.

El origen de las magnitudes se remonta a la antigüedad. Para distinguir las estrellas por su brillo aparente, Hiparco, desde el siglo II antes de J.C. las había repartido de acuerdo a seis magnitudes. Las más brillantes eran consideradas como estrellas de primera magnitud y las más débiles visibles a ojo desnudo de sexta magnitud. Esta clasificación es puramente biológica porque reposa en una impresión visual, el brillo de una estrella. La astronomía ha afinado y prolongado esta clasificación conservando sin embargo las bases de Hiparco.

De acuerdo con este principio, se han definido las magnitudes siguiendo una escala logarítmica:

m = -2,5 log (Brillo) + constante Ley de Pogson

Debido a esto, cuanto más brillante es una estrella, más baja es su magnitud. Así una estrella de primera magnitud es 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud.

Hasta aquí hemos hecho mención únicamente a la magnitud aparente, denotada como m que es función del brillo real y de la distancia.

Para poder comparar entre ellas los datos referidos a un grupo de estrellas, se las coloca a todas a la misma distancia convencional de 10 parsecs (1 parsec representa la distancia a la que veríamos el radio medio de la órbita terrestre bajo un ángulo de 1 segundo de arco). Llamamos magnitud absoluta, designada por M, a la magnitud que tendrían las estrellas a esa distancia. La relación siguiente entre magnitudes absolutas M y aparentes m permite calcular la distancia D a la estrella en parsecs:

M - m = 5 -5 log D

Tras este acercamiento explicativo de las diversas definiciones de magnitud, veamos lo que dicen los Ummitas a este respecto.

Desde el principio, ellos afirmaron que, en la dirección de IUMMA, se encontraba, a una distancia de aproximadamente 12 AL, una nube de polvo. Esto explicaría, según ellos, las diferencias notables puestas de manifiesto entre las luminosidades de IUMMA y de Wolf 424 A.

En efecto, la absorción ejercida por una masa de polvo interestelar reduce inevitablemente el brillo de las estrellas que se encuentran en su seno o detrás. Pero, hemos mostrado que la magnitud se obtiene directamente a partir del valor del brillo, o de la luminosidad, de la estrella. Por tanto si este brillo está subestimado la magnitud lo estará también inevitablemente. De media, esta absorción equivale a un punto de magnitud para una estrella situada a 1000 parsecs, pero pueden producirse importantes desviaciones respecto a este valor medio, dependerá de la densidad de la nube.

Además, la materia obscura absorbe esencialmente las radiaciones de pequeña longitud de onda. Esto implica un enrojecimiento de la luz de las estrellas situadas detrás de una nube de absorción (nube de polvo) el cual es, en general, proporcional a la absorción total causada por esa nube.

Para colmo, la luz que haya atravesado tal tipo de nube se encontrará polarizada. es decir que las oscilaciones electromagnéticas que componen la luz, dominan en una dirección determinada, mientras que son idénticas en todas las direcciones para la luz no polarizada.

Además de la atenuación y de la polarización de la luz, la materia obscura se manifiesta también por rayas de absorción en el espectro de las estrellas situadas detrás de las nubes: rayas de sodio neutro y de calcio ionizado una vez, de hierro, de titanio..., bien observables en el dominio del visible. Según la velocidad de desplazamiento del la nube, esto puede conllevar decalajes variables para las diferentes rayas.

Tomando en cuenta todas estas diversas consideraciones, veremos más tarde si podemos confirmar o infirmar la existencia de esa nube de polvo.

I. 2. Diferencia notable entre les temperaturas de superficie de los dos astros.

Las temperaturas superficiales de las estrellas son determinadas por el estudio del espectro de emisión de estas.

Cuando un rayo intenso de luz blanca ordinaria pasa a través de una pequeña ranura, y después un prisma o una red, se difunde en un arco-iris llamado espectro. Este espectro ve desde las más altas a las más bajas frecuencias de la luz visible, violeta, índigo, verde, amarillo, naranja y rojo. Como nosotros podemos distinguir esos colores, por eso lo llamamos espectro de la luz visible. Podemos utilizarlo para determinar la composición química de los objetos lejanos. Las moléculas o los componentes químicos distintos absorben diferentes colores o frecuencias de la luz, que forman o no parte del espectro visible. Cada sustancia genera una serie de líneas características en el espectro, lo que constituye su firma.

Se considera que una estrella es una esfera de gas extremadamente caliente y comprimido, que da un espectro continuo, comparable al de un cuerpo negro (cuerpo que se supone perfectamente absorbente). Esta fuente continua está rodeada por una atmósfera gaseosa más fría y menos densa, que nos da rayas de absorción característica de los elementos de la atmósfera. El estudio del espectro de absorción o de emisión se llama espectrografía.

Tiene las ventajas siguientes:

• La identificación de las rayas espectrales permite deducir la composición química de la atmósfera estelar así como las condiciones de temperatura que allí reinan (condiciones de ionización y de excitación).
• La determinación precisas de la posición de esas rayas permite medir los desplazamientos causados por los movimientos radiales de la estrella (velocidad de alejamiento o de aproximación: Efecto Doppler) o por un fuerte campo magnético (Efecto Zeeman)
• El estudio fotométrico del espectro permite entre otras cosas la obtención de la temperatura de la atmósfera y la de la estrella.

La observación ha mostrado que los espectros estelares pueden clasificarse en una serie continua, que no depende más que de un parámetro: la temperatura. Los tipos espectrales llamados O-B-A-F-G-K-M, subdivididos de manera decimal, están caracterizados por el color del espectro continuo y por las rayas de absorción de ciertos elementos.

Tabla 2: Características de los tipos espectrales.

Figura 1: Clases espectrales et espectros asociados.

Los astrónomos han clasificado así las estrellas en función de sus temperaturas o espectro y de sus luminosidades, esto es lo que llamamos el diagrama de Hertzprung-Russel (fig. 2). Permite describir la evolución de las estrellas, desde proto-estrella hasta su estadio final.

Durante la mayor parte de su vida las estrellas permanecen en la secuencia principal, que corresponde a una fase de equilibrio del astro. Para el Sol esta fase debería durar todavía unos cinco mil millones de años. Es tanto más duradera cuanto más baja es la temperatura de la estrella.

Figura 2: Diagrama de Hertzprung-Russel.

Los astrofísicos utilizan varias definiciones de temperatura. Para su determinación, se utilizan las leyes establecidas para el caso del Cuerpo Negro y que son en primera aproximación aplicables a las estrellas. Según el método utilizado, los valores obtenidos pueden ser ligeramente diferentes los unos de los otros.

Distinguimos:

• Una temperatura llamada de color T_c.

La deducimos de la ley del desplazamiento, de Wien (2), que liga la longitud de onda de la intensidad máxima en el espectro continuo y la temperatura, y de la ley de radiación de Planck (3), que expresa la variación de la intensidad en el espectro en función de la temperatura. Esta última se obtendrá por ajuste de la forma de las curvas (Curva de radiación: fig. 3)

Figura 3: Aplicación de las leyes de Wien y de Planck para los tres cuerpos.

• Una temperatura llamada efectiva T_e.

Es aquella para la que un cuerpo negro de la misma superficie emitiría la misma energía total que la estrella. La energía total está determinada por el cálculo de la superficie delimitada por la curva de energía (Figura 3). La temperatura se deduce por la ley de Stefan-Boltzmann (4), siempre que conozcamos el diámetro de la estrella.

La temperatura de superficie de Wolf 424 A es, en la hipótesis de que fuera una estrella y no una enana marrón, alrededor de 2500 K, esto la clasifica en la categoría espectral M (enana roja). Iumma tendría una temperatura de superficie de 4580,3 K, lo que la clasifica obligatoriamente en la categoría espectral K (estrella naranja) (Ver tabla 2 y Figura 2)

Hemos visto, en el capítulo precedente, que una nube de polvo no posee un valor constante de absorción sobre todo el espectro, sino que atenúa preferentemente las longitudes de onda pequeñas. De esto se sigue un enrojecimiento de la luz que la atraviesa, teniendo por efecto un desplazamiento del máximo de la curva de variación de la intensidad en el espectro hacia las grandes longitudes de onda. Como consecuencia el valor de la temperatura determinado por la ley de Wien será inferior al valor intrínseco.

Sin embargo, si intentamos ajustar la forma de la curva obtenida con la teórica de Planck para diversas temperaturas, nos percatamos que la única parte verdaderamente comparable en una gran parte del espectro se sitúa en las grandes longitudes de onda

Figura 4: Comparación de las curvas de variación de la intensidad en el espectro para diferentes temperaturas.

La curva del espectro atenuado ha sido obtenida haciendo sufrir a la curva de Planck, correspondiente a la temperatura de IUMMA, una atenuación progresiva correspondiente a la que se observa para la materia interestelar.

Otra verificación se efectúa gracias a las rayas de absorción presentes en los espectros estelares, como lo hemos precisado anteriormente, ellas son una representación de la composición química y de la temperatura de las estrellas. Es verdad que el espectro constitutivo de una nube absorbente se superpone al de la estrella, pero contrariamente a las rayas intrínsecas de esta que sufren variaciones a lo largo del tiempo (efectos Zeeman, Doppler, etc.) las de la nube son casi inmutables. 

Debido a estas razones, nos resulta imposible cometer un error tan importante en la evaluación de la temperatura de superficie de un astro, y desde luego no debido a la existencia de una nube de absorción. ¡Un error admisible de algunas decenas de grado es aceptable, pero no de 2000 K!  

I. 3. Diferencia notable entre les masas de los dos cuerpos así como entre les radios estelares.

Una de las últimas publicaciones sobre Wolf 424, publicada en enero de 1999, ha permitido eliminar ambigüedad sobre los valores de las masas de las componentes. Esta da, para la componente principal del sistema binario, una masa de 0,143 M_O. Este valor no corresponde al de IUMMA, que estaría en torno a 0,75 M_O, esto es casi 5 veces más elevado.

Si admitimos que las estrellas IUMMA y Wolf 424 están todavía situadas en la secuencia principal del diagrama de Hertzprung-Russel (figura 2), podemos determinar sus radios estelares gracias a la fórmula 1. Esta es una extensión de la ley de Stefan-Boltzmann y de la fórmula de Pogson.

¡La diferencia es aquí también significativa! (Cf. tabla 1)

I. 4. Acuerdo sobre las distancias.

En 1966, los Ummitas dan la distancia que separa nuestro sol de Iumma a 4 de enero de 1955, esta sería de 14,436954 AL. Por el contrario esta no es más que 14,421 AL el 8 de julio de 1967.

Si esta diferencia no es debida a un error de reproducción (voluntario o no) en los valores, lo podemos atribuir a un acercamiento de IUMMA y del Sol en nuestro espacio.

En efecto, cada astro de nuestra Galaxia está sometido a diversos movimientos, su desplazamiento alrededor del centro galáctico, dentro de su propio sistema y su rotación sobre él mismo. Así el Sol se dirige actualmente hacia la constelación de Hércules a la velocidad de 19,4 Km/s, y se mueve alrededor del centro galáctico a 250 Km/s.

El desplazamiento, o movimiento espacial, de las estrellas con relación a nuestro sol se puede descomponer en dos magnitudes:

• La velocidad radial según la visual, que se expresa en Km/s y su valor puede ser positivo o negativo. Está determinado por el decalaje en posición de las rayas espectrales (efecto Doppler).
• El movimiento propio, perpendicular a la visual, que se expresa en segundos de arco por año.

Si las cifras de los Ummitas son correctas y si la diferencia es debida efectivamente a un desplazamiento del astro, Iumma tendría un movimiento espacial de alrededor de 380 Km/s (!) en dirección a nosotros.

La distancia que atribuimos a Wolf 424 en 1991 es de 14,05 AL ± 0,25 AL. La pareja de estrellas tiene un movimiento propio de 1”76/año bajo un paralaje de 0”233 y una velocidad radial de alejamiento de 20Km/s. Su movimiento espacial, deducido de esos valores, es de alrededor de 40 Km/s.

¿Qué podemos deducir?

Parecería que Wolf 424 y Iumma estén situados aproximadamente a la misma distancia de nuestro sol, por el contrario sus movimientos propios son muy diferentes.

I. 5. Conclusión.

Hemos visto que hay acuerdo entre los datos en lo que concierne a la distancia al sol. Respecto a la luminosidad, no hemos podido por el momento ni infirmar ni confirmar la existencia de la nube de polvo, este estudio será llevado a cabo más tarde. En cualquier caso los desacuerdos sobre datos fundamentales como la masa de los astros y sobre sus temperaturas, son sin equívoco.

Iumma no puede ser Wolf 424 de ninguna manera.

Existen otras razones para esto, no evocadas todavía.

Wolf 424 A es un astro de tipo UV Ceti, más comúnmente llamado flare star o estrella eruptiva, la pareja es designada en los catálogos, por la sigla FL Vir (FL por FLare (llameante) y Vir por Virgo, constelación de Virgo).

Este término de flare star está ligado a ciertas familias de estrellas. Las UV Ceti están constituidas esencialmente por enanas rojas que presentan aumentos explosivos de brillo que no duran a menudo sino algunos minutos y no sobrepasan nunca algunas horas. A continuación vuelven a su brillo normal. La amplitud de la variación puede oscilar entre 1 y 6 magnitudes.

Se supone que se trata, para las estrellas UV Ceti, de erupciones comparables a las que se producen en el Sol. Las energías liberadas son equivalentes para los dos astros, pero dado que el sol es más de diez mil veces más luminoso, esto no altera el brillo total del astro.

En el caso de Wolf 424, varios estudios han puesto en evidencia tiempos de incremento del brillo rápidos del orden de 10 a 20 segundos con duraciones medias del máximo que llegan a los 15 minutos. Cerca del 10% de la energía emitida por la pareja en el ultravioleta provienen de esos máximos. Este sistema es uno de los más inestables conocidos ya que, de media, se producen 4,5 máximos por hora.

El mecanismo avanzado para explicar tal fenómeno, y en especial para este sistema, apunta a un efecto maser (acrónimo de Microwave Amplification by Stimulated Emisión of Radiation, amplificación de micro-ondas por emisión inducida, o estimulada, de radiación electromagnética. Si esto lo desplazamos al dominio del visible obtenemos el laser). Este efecto supone un aumento de los campos magnéticos de la corona solar hasta valores próximos a 250 G.

Un artículo aparecido muy recientemente (enero 1999) elimina cualquier ambigüedad en cuanto a la posibilidad de una de las componentes de la pareja estelar Wolf 424 esté dentro del dominio de las enanas marrones. Este es consecuencia de una campaña de observaciones del sistema por el telescopio Hubble. Los precisos datos recogidos, ya que son visuales, de las posiciones relativas de la pareja han permitido determinar con precisión la órbita real de los dos componentes. La nueva determinación de las masas de las dos estrellas da para Wolf 424A: 0,143 M_O ± 0,011 M_O y para Wolf 424B: 0,131 M_O ± 0,010 M_O

Estas condiciones extremas del sistema binario excluyen la posibilidad de emergencia de vida en un hipotético planeta.

II. Estudio sobre la existencia de nubes de polvo.

II. 1. Análisis de la detección infrarroja.

Hemos abordado en el parágrafo I.1 las consecuencias observacionales de la existencia de nubes de polvo interestelares. Estas estarían constituidas de objetos en forma de granos alargados de dimensiones medias de 0,5 μm, compuestos de partículas metálicas y de hielo recubriendo a grafito. Nada se opone, a escala local, a la existencia de una tal nube aunque esto sea raro.

He aquí debajo dos fotos de la porción de cielo que nos interesa, han sido extraídas de un catálogo del Instituto que gestiona el telescopio espacial.

La foto de la izquierda (fig. 5a) ha sido tomada en el dominio espectral del visible. Wolf 424 se sitúa en la constelación de Virgo, en una zona de débil densidad estelar ya que está fuera del plano galáctico, en el borde del célebre grupo de galaxias: Virgo y Coma. La cobertura celeste del cliché es de 1 x 1 grados de arco, esto representa a una distancia d 14 AL, una extensión de 0,058AL². (El original de este cliché se encuentra en Internet en esta dirección)

Notamos que existe en los alrededores de Wolf 424 una disminución notable de estrellas de luminosidad fuerte (ver zona remarcada). Si esto de debe realmente a la presencia de una nube, esta última tendría una extensión de alrededor de 0,0004 AL².  

Sabemos que el polvo interestelar absorbe esencialmente la radiación de baja longitud de onda. Así una foto, tomada con un filtro azul, de la región central de nuestra galaxia, tapada por una nube de polvo, mostrará muy pocas estrellas mientras que en infrarrojo hormigueará de ellas. 

Varios satélites científicos (IRAS, ISO, etc.) han explorado el cielo en este dominio de frecuencias. El satélite IRAS “veía” en cuatro bandas monocromáticas centradas en las longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 mm. La combinación de esas imágenes monocromáticas permitía deducir los colores infrarrojos, que son ellos mismos el reflejo de la temperatura de las fuentes observadas. Las más frías (entorno a 30 K) emiten esencialmente hacia 100 mm mientras que las más cálidas (250 K) radian en una longitud de onda más corta, entorno a los 12 mm. Hemos, arbitrariamente, atribuido el color rojo a las primeras y el color azul a las segundas, el amarillo y el verde representan temperaturas intermedias.

La foto de la derecha (fig. 5b) representa el mismo sector tomado en el infrarrojo por el satélite IRAS. La imagen corresponde también a una superficie de 1º x 1º. La resolución de este cliché al ser de solo 1’5 en vez de 1”7 del cliché precedente, no nos permite detectar estrellas sino solo agrupaciones de ellas.

Figuras 5a y 5b : Cliché NASA-STSCI

Iras 12 µm Iras 25 µm Iras 60 µm Iras 100 µm

Figuras 6a, b, c, d: Fotos infrarrojo, a diversas longitudes de onda, de la zona celeste seleccionada.

La red de filamentos, que adivinamos en la figura 5b, ha sido bautizada como cirrus. Son nubes de polvo finas y frías. Su temperatura entorno a 30 K es la característica del grafito, uno de los materiales que entran en la composición de los granos de polvo de las nubes interestelares. Ignoramos de momento su distancia. El método de la paralaje no ha permitido sino fijar un límite inferior de 1000 unidades astronómicas (1 UA = 150 millones de Km -distancia Tierra/Sol-). Sin embargo, su reparto casi uniforme en la esfera celeste, sugiere que una parte de esos cirrus puedan estar próximos y rodear el sistema solar.

Uno de esos filamentos recubre la zona celeste en la que se sitúa Wolf 424. Pero la imposibilidad de precisar la distancia exacta del filamento y su densidad no nos permite concluir.

II. 2. Estudio de las diferencias entre las magnitudes fotográficas en el azul y el rojo.

El Observatorio Naval de los estados Unidos, bajo la égida de la US Navy, edita un catálogo que contiene los datos fotométricos de las estrellas hasta magnitud 20. Estos valores están disponibles para los colores azul y rojo. Las figuras 7a y 7b representan una visualización de estos datos. El diámetro de las estrellas es inversamente proporcional al valor de la magnitud. Así, tanto más elevado es esta, menos luminosa es la estrella y por tanto menos grande es el diámetro asociado. 

Hemos visto en el estudio precedente que existe lo que llamamos cirrus en nuestra zona de investigación, pero que era imposible conocer con precisión la distancia a esos objetos.

Conovemos la de Wolf 424, entorno a 14 AL, y  por otra parte en la misma zona de cielo encontramos la estrella de referncia TYC 0874-00235-1 de magnitud visual de 11,16.

A partir de la celebre misión Hipparcos, han sido editados dos catálogos: Hipparcos y Tycho. Incorporan los datos astrométricos (posición, paralaje, movimientos propios) y fotométricos (magnitudes en el azul y el rojo) de más de un millón de estrellas. Esto nos ha permitido conocer la posición de una estrella relativamente próxima a Wolf 424 pero a una distancia de alrededor de 40 AL.

Figura 7a: magnitudes en el rojo Figura 7b: magnitudes en el azul.

Tabla 3

Las otras estrellas del campo tienen todas magnitudes en el azul que son superiores a las que tienen en el rojo. A partir de la tabla 4, vemos que este no es el caso para Wolf424 y sin embargo si lo es para Tyc-235. Si esta diferencia no es debida a una característica de radiación intrínseca de la estrella, podría imputarse al hecho de que el enrojecimiento de las estrellas, debido al ensombrecimiento por el polvo interestelar, parece operar, en esta zona, más allá de una distancia d 14 AL.

Este estudio muestra que la densidad de polvo de la red filamentosa puesta en evidencia a partir del estudio precedente no es suficientemente importante para “enrojecer” el espectro de Wolf 424.

Pero nada impide que su densidad en otra zona sea suficientemente elevada para atenuar la luminosidad de Iumma tal y como lo indican los Ummitas.

II. 3. Estudio por enumeración estadística de las estrellas de similar magnitud aparente.

Este método puesto a punto por el astrónomo M. Wolf, permite, gracias a una enumeración estadística, el poner en evidencia la presencia de una nube obscura. Partimos del hecho de que, estadísticamente, las estrellas de una magnitud aparente dada se sitúan a una distancia determinada.  

En un campo estelar no obscurecido, el número de estrellas cuya magnitud va hasta un valor límite aumenta cuando esta magnitud aumenta, y la curva tiene una pendiente muy regular.

Pero la presencia de una nube obscura perturba esta regularidad: la curva, debido a la absorción, presenta un codo, y después continúa por debajo de la curva no obscurecida.

A fin de testear la validez de este método, hemos tomado como patrón un complejo de nubes obscuras situado cerca de un joven grupo abierto, IC5146, situado entorno a 1000 parsecs (pcs), en dirección de la constelación del Cisne. Ese complejo de nubes ha sido objeto de numerosos estudios. 

Este método requiere conocer la magnitud de las estrellas, que la población de las últimas situadas detrás de la nube sea comparable a la de referencia, que la absorción sea uniforme en todo el campo y que las estrellas estén todas situadas detrás de la nube obscura.

Hemos así definido dos zonas con la misma superficie, una conteniendo la nube obscura y la otra relativamente próxima y exenta de toda absorción. (Tabla 5)

Tabla 4

Las magnitudes visuales aparentes de las estrellas comprendidas en estas dos zonas nos son proporcionadas por el catálogo del Observatorio Naval de los Estados Unidos. Véase aquí debajo las gráficas obtenidas para esta zona test.

 Figure 8: Comparación de las gráficas para las zonas con y sin nube obscura.

Distinguimos claramente un codo característico en la curva correspondiente a la zona que contiene la nube obscura. Los valores de la magnitud visual aparente que enmarcan el codo permiten obtener, gracias a un ábaco, la distancia media de la nube obscura.

Ábaco 1: Curva teórica que permite obtener la distancia de la nube obscura a partir de la magnitud visual aparente deducida de la perturbación en la distribución numérica de las estrellas

.

La nube obscura detectada en esta zona se sitúa a una distancia comprendida entre 470 y 550 parsecs. Estos valores están en concordancia con los proporcionados por la literatura.

Apliquemos este método a nuestro caso. He aquí debajo, la tabla de las zonas escogidas.

Tabla 5

Figure 9: Curvas correspondientes a nuestra zona de investigación.

  El resultado es menos probatorio que en el caso precedente, y esto debido a numerosas razones:

• La estadística es más desfavorable ya que estamos en una zona relativamente pobre en estrellas.
• El déficit en estrellas brillantes (por tanto de magnitud baja) no nos permite ir más allá de una distancia de 100 parsecs, por tanto más allá de nuestro límite de distancia de investigación (3,7 pcs.)

Por consecuencia, este método no se puede aplicar a nuestro caso salvo si una nube obscura estuviera presente a una distancia de al menos 300 pcs.

II. 4. Conclusión.

Los métodos de investigación utilizados han permitido poner en evidencia la existencia de una nube de polvo cósmico en dirección hacia Wolf 424.

Por el contrario, no nos han permitido aportar ninguna información en cuanto a su densidad o su distancia de alejamiento. Sin embargo, las fotos (figuras 6a a 6d) obtenidas de datos del satélite IRAS, permiten tener una impresión de su reparto.

La existencia de esta nube o de sus filamentos es también compatible con el hecho que los Ummitas hubieran tenido conocimiento de nuestra existencia gracias a la intercepción de un mensaje radio. Efectivamente como lo hemos visto en los capítulos precedentes, el polvo deja pasar las radiaciones de grandes longitudes de onda que es el caso para las ondas de radio. Por el contrario, ellos tendrían el mismo problema que nosotros en el dominio del visible, nuestro sol les debería parecer bien pálido.

En resumen de los dos capítulos precedentes, podemos avanzar 3 nuevas hipótesis de trabajo:

1. Iumma existe verdaderamente y se encuentra en las proximidades de Wolf 424.
2. Iumma se encuentra en otra zona estelar completamente distinta.
3. Iumma no existe en absoluto y esta parte del asunto UMMO es falsa.

Para responder a los puntos 1 y 2, es necesario tener acceso a fotos de la zona estelar de Wolf 424 así como a las características de las tomas. El punto 3 se deducirá de los resultados de los dos puntos precedentes.

III. Análisis de las fotos existentes y búsqueda en los catálogos estelares.

III. 1. Análisis preliminar de las fotos.

En uno de sus textos, los Ummitas explican que Wolf 424 podría también ser una de las estrellas próximas a Iumma. la primera estaría situada a 2,07 AL (temperatura de superficie 3210 K) y la otra a solamente 0,62 AL (temperatura 2575 K) de su sol. 

(Continuará)

(Nota U-C: Alain Ranguis no ha continuado desarrollando este trabajo, al menos que nosotros sepamos)