Un equipo ha apuntado el interferómetro CHARA, en el monte Wilson, a cuatro parejas de estrellas en las que una gigante roja convive con una compañera mucho más pequeña, y ha medido el tamaño real de la gigante en cada una. El resultado es que en los tres sistemas cuya órbita se conoce, la gigante no llega a llenar su lóbulo de Roche: la materia no se derrama por desbordamiento, y todo apunta a que la compañera la captura del viento estelar. Y hay una segunda noticia, esta para el lector con prismáticos: las cuatro estrellas están en el cielo del norte y las cuatro caben en una misma noche de septiembre desde España.
El trabajo se ha publicado como preprint en arXiv, firmado por Thomas Martin Gaudin, Ryan Norris y colaboradores, con el título «CHARA Array Observations of the Evolved Components in Symbiotic Star Systems».
¿Qué es una estrella simbiótica?
Una estrella simbiótica no es una estrella: son dos. Según definen los autores en la introducción del artículo, se trata del tipo más ancho de binaria en interacción, formada por una gigante roja (o una estrella de la rama asintótica gigante, todavía más evolucionada) y una enana blanca u otro objeto compacto. Entre las dos hay un medio circunestelar que envuelve el sistema entero.
La gracia está en lo desigual de la pareja. La gigante es enorme y difusa, y pierde masa continuamente. La compañera es diminuta: para EG And, los autores manejan una enana blanca de 0,018 radios solares. Parte de lo que la gigante suelta acaba cayendo sobre ella, y en ese trasvase está todo el interés del sistema.
La imagen que abre este artículo es de una de estas parejas, R Aquarii, fotografiada por el Very Large Telescope de ESO. No es ninguna de las cuatro de las que trata este trabajo: sale aquí porque es la que mejor enseña de qué estamos hablando.
Importa porque de ahí salen cosas grandes. El mismo artículo recuerda que las simbióticas se consideran emparentadas con las binarias de rayos X, las variables cataclísmicas y las novas recurrentes, y que se han propuesto como sistemas progenitores de supernovas de tipo Ia. Conviene leer esa última parte con la letra pequeña que ponen los propios autores: tanto las simulaciones como las observaciones recientes sugieren que las simbióticas serían el origen de una fracción pequeña de las supernovas de tipo Ia de nuestra galaxia, no de la mayoría.
La pregunta: ¿la materia se derrama o se la lleva el viento?
Para saber qué papel juegan estas parejas en la evolución estelar hay que entender cómo pasa la materia de una estrella a la otra. Y ahí hay dos mecanismos posibles.
El primero es el desbordamiento del lóbulo de Roche. El lóbulo de Roche es la región alrededor de cada estrella dentro de la cual la materia sigue perteneciéndole; fuera de esa frontera, la materia ya no está ligada a ella y puede caer hacia la compañera. Si la gigante se ha hinchado tanto que rebasa su lóbulo, la materia se derrama por el punto de contacto como un vaso que se sale.
El segundo es el viento. La gigante pierde masa en todas direcciones en forma de viento estelar, y la compañera captura al pasar una fracción de lo que sale despedido.
Los autores plantean el criterio de forma limpia: si se demuestra que la gigante llena por completo su lóbulo de Roche, cabe esperar que el sistema esté transfiriendo masa por desbordamiento; si la gigante se queda por debajo, la transferencia tiene que estar ocurriendo por un mecanismo basado en el viento. La pregunta, entonces, se reduce a otra mucho más concreta: ¿cuánto mide la gigante?
Cómo se mide el tamaño de una estrella que no es más que un punto
Aquí entra CHARA. Es un interferómetro óptico de seis telescopios en el monte Wilson (California) cuya línea de base más larga es de 330 metros. Al combinar la luz de telescopios separados por esa distancia consigue resolver detalles de hasta 0,5 milisegundos de arco en la banda H del infrarrojo cercano, según los datos que el propio equipo cita en el artículo.
Un milisegundo de arco es la milésima parte de un segundo de arco. Y un segundo de arco es el ángulo bajo el que se ve un objeto de dos centímetros y medio de ancho puesto a poco más de cinco kilómetros. CHARA distingue la mitad de la milésima parte de eso.
Las observaciones se hicieron en una ventana de tres noches, del 20 al 22 de septiembre de 2021, con el combinador de seis haces MIRC-X en modo de alta resolución espectral, operando en la banda H (de 1,5 a 1,72 micrómetros). En paralelo, el equipo tomó espectros en el infrarrojo con el telescopio IRTF de la NASA para determinar los parámetros fundamentales de la gigante de cada sistema: su temperatura, su metalicidad y su extinción.
Un detalle que explica bien la dificultad del asunto: en estos sistemas la enana blanca no se ve. Tomando EG And como ejemplo, los autores calculan que la diferencia de brillo entre la gigante y la enana blanca en la banda H es de unas 13,4 magnitudes, y concluyen que no esperan detectar la enana blanca con estas observaciones. Lo que CHARA mide es el disco de la gigante, no la pareja.
Las cuatro medidas
El equipo observó cuatro sistemas en interacción, de los cuales tres son estrellas simbióticas. Estos son los diámetros angulares que midió, ajustando un modelo de disco con oscurecimiento hacia el borde, y el factor de llenado del lóbulo de Roche que se deduce de ellos.
| Sistema | Diámetro angular medido | Radio de la gigante | Factor de llenado del lóbulo |
|---|---|---|---|
| V1472 Aql (HD 190658) | 2,43 +0,05 / -0,05 mas | 65 ± 2 radios solares | 0,83 +0,11 / -0,12 |
| EG And (HD 4174) | 1,77 +0,08 / -0,05 mas | 77 ± 5 radios solares | 0,53 ± 0,04 |
| BD Cam (HD 22649) | 5,36 +0,08 / -0,06 mas | 136 ± 8 radios solares | 0,65 +0,09 / -0,07 |
| SU Lyn (HD 47648) | 3,39 +0,06 / -0,05 mas | 263 +14 / -12 radios solares | · |
Diámetros angulares del ajuste de disco con oscurecimiento de limbo (Tabla 4 del artículo), radios y factores de llenado promediados en el tiempo (Tablas 6 y 9). «mas» son milisegundos de arco. El radio de EG And corresponde a la distancia de 400 pársecs que adoptan los autores para esa estrella.
Un factor de llenado de 1 significaría que la gigante toca exactamente la frontera de su lóbulo. Las tres cifras de la columna están por debajo de 1, y esa es la frase que resume el trabajo: en los tres sistemas cuya órbita está acotada, el factor de llenado promediado en el tiempo se queda corto. En EG And, la más holgada, la gigante ocupa poco más de la mitad de su lóbulo.
Los autores comprobaron además que el resultado de EG And aguanta el cambio de distancia. Hay dos distancias en discusión para ese sistema (400 pársecs y unos 594, esta segunda tomada del catálogo de distancias de Bailer-Jones y colaboradores), y el radio que sale es distinto en cada caso; pero, escriben, el resultado es siempre que la gigante está lejos de llenar su lóbulo de Roche.
SU Lyn se queda sin cifra por un motivo honesto: no hay órbita publicada. Sin periodo orbital no hay separación entre las dos estrellas, y sin separación no se puede calcular el tamaño del lóbulo. Lo que sí midieron es su diámetro, y el ajuste favorece un disco redondo frente a uno alargado.
Una de las cuatro no es una simbiótica, y conviene decirlo
V1472 Aql merece un párrafo aparte, porque es fácil contarla mal. Los autores la incluyeron en la muestra por su historial: figuraba en las listas clásicas de binarias simbióticas y en un estudio anterior de gigantes en transferencia de masa hecho con el VLTI. Pero en la sección de resultados individuales son tajantes: «V1472 Aql carece de líneas de emisión y por tanto no es un sistema de estrella simbiótica» (traducción nuestra del original en inglés). Está catalogada como binaria de tipo SS Lep.
Y añaden la salvedad en la sección de observaciones: no parece haber publicaciones que aporten pruebas de una enana blanca o de una compañera caliente en V1472 Aql, así que la incluyen advirtiendo de que la compañera podría ser algún otro objeto débil. En este artículo cuenta como pareja de estrellas medida, no como simbiótica confirmada.
Manchas en la superficie de tres de ellas
Además de medir, CHARA reconstruye imagen. Y ahí aparece el hallazgo de propina: los datos muestran indicios de que estos objetos se apartan de la simetría perfecta, y la reconstrucción de imagen respalda la presencia de estructuras superficiales en al menos tres de estas estrellas: V1472 Aql, BD Cam y SU Lyn. Son manchas en la cara de estrellas que no son el Sol.
Los autores son prudentes al interpretarlo. En BD Cam dicen que la imagen sí sugiere falta de uniformidad en la superficie, pero que eso es lo esperable en una estrella en su estado evolutivo. En SU Lyn van un paso más allá y apuntan a la convección, el mismo mecanismo que hierve el interior de la estrella y sube burbujas de gas caliente a la superficie: las estructuras grandes que aparecen en su reconstrucción se parecen a las que se han vinculado a la convección en otras estrellas evolucionadas.
Lo que este trabajo no demuestra
Conviene marcar el límite, porque el propio artículo lo marca. Los datos corresponden a una sola época de observación sobre sistemas con periodos orbitales largos: 199 días en V1472 Aql, 483 en EG And y 596 en BD Cam. Los autores lo escriben con todas las letras y piden observaciones en fases distintas de la órbita, y en la banda K del infrarrojo, antes de cerrar el asunto.
Lo que sí hacen es sumar. Contando solo los sistemas simbióticos confirmados, EG And y BD Cam se añaden a la lista de los que no llenan su lóbulo, y el recuento queda así: 14 de las 17 estrellas simbióticas confirmadas observadas con interferómetros ópticos hasta ahora se han encontrado por debajo de su lóbulo de Roche, según el recuento que hacen los autores en la discusión.
Eso pone en cuestión una lectura que llevaba décadas en pie. Tanto EG And como V1472 Aql muestran variaciones elipsoidales en su curva de luz, es decir, un brillo que sube y baja como si la estrella estuviera deformada por la marea de su compañera, y durante años eso se interpretó como prueba de que la gigante llenaba su lóbulo. Los autores recogen que análisis recientes leen esas variaciones de EG And como indicio de una transferencia de masa relacionada con el viento, y no de desbordamiento. En BD Cam, de hecho, la modulación orbital del flujo ultravioleta sugiere que el viento de la gigante se canaliza a través del punto de Lagrange interior.
Cómo verlas desde España
Aquí es donde la noticia se vuelve práctica. Las cuatro estrellas son del hemisferio norte celeste y las cuatro son accesibles desde España: una entra a simple vista si el cielo es oscuro, y las otras tres piden prismáticos, la más débil de ellas grandes. Estas son sus magnitudes visuales según SIMBAD, el catálogo del Centro de Datos de Estrasburgo.
| Estrella | Constelación | Magnitud V | Con qué mirarla |
|---|---|---|---|
| BD Cam (HD 22649) | Camelopardalis (la Jirafa) | 5,11 | A simple vista, solo con cielo oscuro |
| V1472 Aql (HD 190658) | Aquila (el Águila) | 6,34 | Prismáticos |
| EG And (HD 4174) | Andrómeda | 7,22 | Prismáticos |
| SU Lyn (HD 47648) | Lynx (el Lince) | 8,46 | Prismáticos grandes o telescopio pequeño |
Magnitudes visuales de las fichas de SIMBAD consultadas el 3 de septiembre de 2026. Son estrellas cuyo brillo cambia: el artículo de CHARA documenta variaciones de brillo en V1472 Aql, en EG And y en SU Lyn. Tómalas como referencia, no como una cifra fija.
Solo BD Cam entra a simple vista, y con condiciones: con magnitud 5,11 es una estrella al límite de lo que el ojo distingue, y la contaminación lumínica se la come. Hace falta uno de los cielos oscuros que quedan en España. Para las otras tres, unos prismáticos de aficionado bastan, y para SU Lyn conviene subir de apertura.
Las cuatro en una sola noche: el 11 al 12 de septiembre
La noche redonda de este mes es la del 11 al 12 de septiembre. La Luna nueva cae el día 11 a las 05:27 de la hora peninsular, y esa noche la Luna se pone antes de que el cielo acabe de oscurecerse: a las 20:31 en Madrid y a las 20:26 en Tenerife, para no volver a salir hasta bien entrada la mañana siguiente. Cielo negro de principio a fin. Y las cuatro estrellas se reparten la noche por turnos, de modo que se pueden cazar todas sin madrugar dos veces.
| Estrella | Madrid: altura máxima y hora | Tenerife: altura máxima y hora |
|---|---|---|
| V1472 Aql | 65,2° a las 22:58, al sur | 77,3° a las 22:49, al sur |
| EG And | 89,6° a las 03:36, en el cénit | 77,5° a las 03:28, al norte |
| BD Cam | 67,0° a las 06:19, al final de la noche | 55,0° a las 06:26, al norte |
| SU Lyn | 54,8° a las 06:19, al final de la noche | 48,6° a las 06:31, al final de la noche |
Noche del 11 al 12 de septiembre de 2026. Alturas máximas dentro de la noche astronómica, que esa noche va de las 22:04 a las 06:19 en Madrid y de las 21:35 a las 06:31 en Tenerife. Calculado con Skyfield (efeméride DE421 del JPL) para Madrid (40,4168° N; 3,7038° O) y Tenerife (28,2916° N; 16,6291° O), en hora peninsular y hora canaria respectivamente, sobre las posiciones de SIMBAD con su movimiento propio y su paralaje. Alturas sin corregir por refracción atmosférica. «Noche astronómica» es el tramo con el Sol a más de 18 grados bajo el horizonte. Cómo calculamos.
El orden de la noche desde Madrid es este. En cuanto se cierra la noche, V1472 Aql ya está a 62,5 grados y sube hasta 65,2 a las 22:58, cuando cruza el meridiano por el sur: está en el Águila, a 7,5 grados de Altair, así que se localiza partiendo de la punta baja del Triángulo de Verano que todavía domina el cielo de septiembre.
Hacia la mitad de la noche le toca a EG And, que a las 03:36 pasa a 89,6 grados sobre Madrid, es decir, a menos de medio grado del cénit: prácticamente encima de tu cabeza. Desde Tenerife culmina más baja, a 77,5 grados, y hacia el norte en vez de por el cénit.
Las dos últimas se dejan para el final porque suben tarde. BD Cam ya está a 21,6 grados sobre Madrid al empezar la noche y no para de subir: cuando la noche astronómica termina, a las 06:19, va por 67,0 grados. SU Lyn arranca casi pegada al horizonte, cruza los 20 grados a la 01:51 y llega a 54,8 grados al terminar la noche. Desde Tenerife SU Lyn se hace de rogar todavía más: no supera los 20 grados hasta las 03:06 de la hora canaria.
Si esa noche no sale, hay margen: desde la noche del 9 al 10 hasta la del 13 al 14 de septiembre la Luna no asoma ni un minuto mientras dura la noche astronómica, ni en Madrid ni en Tenerife. Después vuelve a la noche y cada vez ocupa más: la del 30 de septiembre al 1 de octubre, cuatro días después de la Luna llena, la tiene sobre el horizonte 521 de los 552 minutos de noche astronómica de Madrid, con el disco iluminado al 78 por ciento a mitad de noche. Ninguna de las cuatro culmina más baja esa noche sobre Madrid, pero el cielo ya no es negro.
Qué vas a ver, y qué no
Esto hay que decirlo claro para no vender lo que no hay. Con prismáticos o con un telescopio de aficionado vas a ver un punto de luz, uno solo, en cada una de las cuatro. Nunca la pareja separada, y desde luego nunca el disco de la gigante.
Los números explican por qué. Tomando la separación media entre las dos estrellas que da el artículo y la distancia que adoptan sus autores, la pareja de V1472 Aql se ve bajo unos 3,3 milisegundos de arco, la de EG And bajo 3,6 y la de BD Cam bajo 8,6. Eso es más de cien veces más fino que ese segundo de arco del que hablábamos antes: 304 veces en V1472 Aql, 280 en EG And y 116 en BD Cam. SU Lyn no aparece en esta cuenta por lo mismo que no tiene factor de llenado: sin órbita publicada no hay separación que calcular. Por eso hace falta encadenar seis telescopios a lo largo de 330 metros: no es una cuestión de aumentos, es una cuestión de tamaño del instrumento.
Lo que sí tiene la observación es otra cosa. Es apuntar a un punto discreto del cielo sabiendo que en el caso de BD Cam ahí hay una gigante roja de 136 radios solares soltando viento, y una enana blanca bebiéndoselo, y que la medida de ese diámetro se acaba de publicar. Si te gusta ese tipo de observación, Mira, la gigante roja que se apaga y vuelve, es la siguiente de la lista, y en la guía del cielo de septiembre están el resto de citas del mes.
Para calcular las horas exactas desde tu ciudad, y no desde Madrid o Tenerife, tienes la herramienta de qué se ve esta noche.